Dujų ir dulkių kompleksai. Tarpžvaigždinė terpė

Jonizuoto vandenilio pasiskirstymas galaktikos tarpžvaigždinėje terpėje, kuri matoma iš šiaurinio Žemės pusrutulio.

Tarpžvaigždinės dujos, nepaisant akivaizdžios neužpildytos Visatos erdvės tuštumos, sudaro beveik 99% visos kosminių objektų masės.

Universalios erdvės, kuriose šviestuvai užima nežymiai mažą dalį, nė iš tolo nėra tokios apleistos, kaip buvo tikima ilgą laiką. Nors ir nedideliais kiekiais, tarpžvaigždinių dujų yra visur, užpildančių visus visatos kampelius. Jo koncentracija sumažėja, o nereguliariai, atvirkščiai, padidėja. Jis susimaišo su tarpžvaigždinėmis dulkėmis ir aktyviai dalyvauja formuojant naujas žvaigždes, kurios galiausiai grąžina šią statybinę medžiagą į Visatą. Taigi tarp žvaigždžių ir tarpžvaigždinių dujų vyksta tam tikri medžiagų mainai. Dėl šių procesų cikliškumo palaipsniui mažėja jo kiekis erdvėje, o jo struktūroje didėja sunkiųjų elementų kiekis. Tačiau reikšmingi pokyčiai šioje srityje trunka milijardus metų. Apytiksliais skaičiavimais, metinis dujų, dalyvaujančių žvaigždžių formavimosi Galaktikoje, kiekis yra lygus 5 Saulės masėms.

Sudėtis, struktūra ir vykstantys procesai

Herbig-Haro 110 išsviedžia dujas į tarpžvaigždinę erdvę

Tankios ir šaltos tarpžvaigždinių dujų formos, turinčios vandenilio, helio ir minimalų kiekį sunkiųjų elementų (geležies, aliuminio, nikelio, titano, kalcio), yra molekulinės būsenos, susijungiančios į didžiulius debesų laukus. Jei medžiagos sudėtyje dominuoja jonizuoti arba neutralūs vandenilio atomai, ji dalyvauja formuojant šviečiančias žvaigždes aplink karštas žvaigždes. Tarpžvaigždinių molekulinių dujų temperatūros charakteristikos svyruoja nuo -269 iki -167 °C, o jų spinduliuotė apima gana platų spektrą, apimantį ir kietuosius gama spindulius, ir ilgas radijo bangas. Vidutinis tankis nereikšmingas – 1 cm3. yra mažiau nei vienas medžiagos atomas. Tačiau yra išimčių, kurios tūkstančius kartų viršija šiuos parametrus. Paprastai tarpžvaigždinėse dujose elementai pasiskirsto taip: vandenilis - 89%, helis - 9%, anglis, deguonis, azotas - apytiksliai. 0,2-0,3 proc.

IRAS 20324+4057 yra šviesmečių ilgio dujų ir dulkių debesis iš tarpžvaigždinių dujų ir dulkių, panašus į buožgalvį, kuriame auga žvaigždė.

Didžiulėse išretintų ir karštų dujų srityse terpės temperatūra siekia 1,5 milijono laipsnių Celsijaus, lydima rentgeno spinduliuotės. Tokie dujiniai objektai dalyvauja formuojantis milžiniškoms žvaigždėms, provokuoja supernovų sprogimus ir radikaliai veikia tarpžvaigždinę terpę, todėl ji plečiasi. Planetiniai arba emisijos tarpžvaigždinių dujų ūkai švyti dėl senstančios žvaigždės šerdies arba karštų jaunų žvaigždžių, esančių jų centre arba šalia jo.

Atlikę tyrimus, mokslininkai atrado faktą, kad tokių darinių judėjimo greitis yra chaotiškas. Tarpžvaigždinių dujų debesys gali ne tik tvarkingai suktis aplink galaktikos centrus, bet ir turėti nestabilų pagreitį. Per keliasdešimt milijonų metų jie pasiveja vienas kitą ir susiduria, sudarydami dulkių ir dujų kompleksus. Tokie objektai turi pakankamą tankį, kad apsaugotų jų gelmes nuo prasiskverbiančios kosminės spinduliuotės. Tai paaiškina žemesnę temperatūrą dujų ir dulkių kompleksuose, palyginti su tarpžvaigždiniais debesimis. Gravitacinis objektų nestabilumas nuolat veikia jų sudėties molekulinių transformacijų procesą ir galiausiai lemia protožvaigždžių susidarymą.

Vieta mūsų galaktikoje

Didžiausia tarpžvaigždinių dujų koncentracija mūsų galaktikoje stebima srityse, nutolusiose nuo jos centrinės dalies 5 kpc. Jo procentas bendrame masės tūryje lygus 2. Sluoksnio storis didžiausias periferijoje, mažėjant link centro. Maždaug pusė tarpžvaigždinių dujų masės gaunama iš didžiulių molekulinių debesų, esančių 4-8 kpc atstumu nuo galaktikos ašies. Tankiausi dariniai yra ūkai, kurie yra labiausiai matomi ir prieinami tyrimams. Tarpžvaigždinių dujų debesų dydis gali siekti apie 2 tūkstančius šviesmečių.

Stebėjimas ir jo metodai

„Voyager 1“ – pirmasis dirbtinis objektas, pasiekęs tarpžvaigždinę terpę

Tarpžvaigždinės dujos, kurios yra labai retos ir turi platų temperatūrų diapazoną, tiriamos keliais metodais. Šiuo atžvilgiu ypač domina lengvi dujų ir dujų-dulkių ūkai, nes jų vizualinės charakteristikos labai supaprastina optinių stebėjimų procesą. Metodai, suteikiantys įvairios informacijos apie tarpžvaigždinių dujų būklę ir struktūrą, apima tyrimus:

• nuolatinis radijo spinduliavimas;
• tarpžvaigždinės optinės ir UV linijos;
• erdvinis molekulių pasiskirstymas;
• Rentgeno, IR ir gama spinduliuotė;
• tarpžvaigždinio vėjo parametrai;
• pulsarai.

Integruotas požiūris į tarpžvaigždinių dujų tyrimą leido nustatyti daugelį jų savybių ir parametrų. Objektai, suteikiantys optimalią galimybę stebėti MG mūsų danguje, yra Orionas, kuriame yra M42 emisija.

• Galaktikos dujų diskas yra išlenktas periferijoje.
• Pagrindinis tarpžvaigždinių dujų tūris yra sutelktas spiralinėse atšakose, kurių vienas iš koridorių yra netoli Saulės sistemos.
• Išretintame MG, veikiamame kosminės spinduliuotės, buvo aptikta temperatūros, slėgio ir elektronų tūrio priklausomybė nuo vandenilio koncentracijos tankio.
• Spiralinės smūginės bangos yra vienas iš galingiausių veiksnių, turinčių įtakos struktūriniams procesams tarpžvaigždinėje dujinėje terpėje.
• Supernovos sprogimo energija gali prasiskverbti pro galaktikos disko erdvę, taip sukeldama MG nutekėjimą į laisvą Visatos erdvę.
• Teoriškai molekuliniai dujų debesys turėtų virsti žvaigždėmis per kiek daugiau nei 100 metų. Tačiau praktiškai yra daug veiksnių, lėtinančių šį procesą.

Savo gerą darbą pateikti žinių bazei lengva. Naudokite žemiau esančią formą

Studentai, magistrantai, jaunieji mokslininkai, kurie naudojasi žinių baze savo studijose ir darbe, bus jums labai dėkingi.

Paskelbta http://www.allbest.ru/

SAVIVALDYBĖS BIUDŽETO ŠVIETIMO ĮSTAIGOS CHELIABINSKO MIESTO LICĖJUS Nr. 11

Abstraktus

nir tema:

„Dujų ir dulkių kompleksai. Tarpžvaigždinė terpė»

Užbaigta:

11 klasės mokinys

Kiseleva Polina Olegovna

Patikrinta:

Lykasova Alevtina Pavlovna

Čeliabinskas 2015 m

APIEAKTUALIJOS

Įvadas

1. ISM tyrimų istorija

2. Pagrindiniai MLS komponentai

2.1 Tarpžvaigždinės dujos

2.2 Tarpžvaigždinės dulkės

2.3 Tarpžvaigždinis debesis

2.4 Kosminiai spinduliai

2.5 Tarpžvaigždinis magnetinis laukas

3. ISM fizinės savybės

4. Ūkai

4.1 Išsklaidytasis (šviesus) ūkas

4.2 Tamsus ūkas

5. Radiacija

6. Tarpžvaigždinės terpės evoliucija

Išvada

Šaltinių sąrašas

ĮVADAS

Visata savo esme yra beveik tuščia erdvė. Tik palyginti neseniai pavyko įrodyti, kad žvaigždės neegzistuoja absoliučioje tuštumoje ir kad kosminė erdvė nėra visiškai skaidri. Žvaigždės užima tik nedidelę didžiulės Visatos dalį. Medžiaga ir laukai, užpildantys tarpžvaigždinę erdvę galaktikų viduje, vadinami tarpžvaigždine terpe (ISM). Tarpžvaigždinės terpės prigimtis šimtmečius traukė astronomų ir mokslininkų dėmesį. Terminą „tarpžvaigždinė terpė“ pirmą kartą pavartojo F. Baconas 1626 m.

1. TYRIMO ISTORIJAMZS

Dar XIX amžiaus viduryje. rusų astronomas V. Struvė Moksliniais metodais bandžiau rasti nepaneigiamų įrodymų, kad erdvė nėra tuščia, o joje sugeria tolimų žvaigždžių šviesa, bet nesėkmingai. tarpžvaigždinės vidutinės debesies dujos

Vėliau vokiečių astrofizikas F. Hartmannas atliko Delta Orionis spektro tyrimą ir ištyrė Delta Orionis sistemos palydovų orbitinį judėjimą ir iš žvaigždės sklindančią šviesą. Supratęs, kad pakeliui į Žemę šiek tiek šviesos buvo sugerta, Hartmannas rašė, kad „kalcio sugerties linija yra labai silpna“ ir kad „šiek tiek nustebino tai, kad 393,4 nanometro kalcio linijos nejudėjo periodiškai besiskiriančiose linijose. spektras, esantis spektroskopinėse dvinarėse žvaigždėse. Nejudantis šių linijų pobūdis paskatino Hartmanną manyti, kad už sugertį atsakingų dujų Delta Orionis atmosferoje nebuvo, o, priešingai, jos buvo už žvaigždės ir yra tarp žvaigždės ir stebėtojo. Šis tyrimas buvo tarpžvaigždinės terpės tyrimo pradžia.

Intensyvūs tarpžvaigždinės medžiagos tyrimai leido tai padaryti W. Pickeringas 1912 m. konstatavo, kad „tarpžvaigždinė absorbcijos terpė, kuri buvo parodyta Kaptein, sugeria tik tam tikrus bangos ilgius, gali reikšti, kad yra dujų ir dujų molekulių, kurias skleidžia Saulė ir žvaigždės.

Tais pačiais 1912 m IN.Hess atrado kosminius spindulius, energetiškai įkrautas daleles, kurios bombarduoja Žemę iš kosmoso. Tai leido kai kuriems tyrinėtojams pareikšti, kad jie taip pat užpildo tarpžvaigždinę terpę.

Po Hartmanno tyrimų 1919 m. Egeris Tirdamas sugerties linijas esant 589,0 ir 589,6 nanometrų bangoms Delta Orionis ir Beta Scorpii sistemose, jis atrado natrį tarpžvaigždinėje terpėje.

Sugeriančios retintos terpės buvimas buvo įtikinamai įrodytas mažiau nei prieš šimtą metų, XX amžiaus pirmoje pusėje, palyginus stebimas tolimų žvaigždžių spiečių, esančių įvairiais atstumais nuo mūsų, savybes. Tai savarankiškai padarė amerikiečių astronomas Robertas Trumpleris(1896-1956) ir sovietų astronomas B.A.Voroncovas-Velyaminovas(1904-1994). Tiksliau, taip buvo atrastas vienas iš tarpžvaigždinės terpės komponentų – smulkios dulkės, dėl kurių tarpžvaigždinė terpė nėra visiškai skaidri, ypač artimomis Paukščių Tako krypčiai. Dulkių buvimas reiškė, kad buvo iškraipytas ir matomas tolimų žvaigždžių ryškumas, ir stebima spalva, o norint sužinoti tikrąsias jų vertes, reikėjo gana sudėtingos išnykimo apskaitos. Taigi astronomai dulkes suvokė kaip erzinantį nepatogumą, trukdantį tyrinėti tolimus objektus. Tačiau tuo pat metu atsirado susidomėjimas dulkių, kaip fizinės terpės, tyrimais – mokslininkai ėmė aiškintis, kaip atsiranda ir sunaikinami dulkių grūdeliai, kaip dulkės reaguoja į radiaciją ir kokį vaidmenį dulkės vaidina formuojantis žvaigždėms.

Radijo astronomijai vystantis XX amžiaus antroje pusėje. tapo įmanoma ištirti tarpžvaigždinę terpę pagal jos radijo spinduliavimą. Dėl tikslinių paieškų tarpžvaigždinėje erdvėje buvo aptikta spinduliuotė iš neutralių vandenilio atomų, kurių dažnis yra 1420 MHz (atitinka 21 cm bangos ilgį). Spinduliavimą tokiu dažniu (arba, kaip sakoma, radijo ryšiu) numatė olandų astronomas Hendrikas van de Hulstas 1944 m. remiantis kvantine mechanika, o sovietų astrofizikas apskaičiavo numatomą intensyvumą 1951 m. I. S. Šklovskis. Shklovsky taip pat atkreipė dėmesį į galimybę stebėti įvairių molekulių spinduliuotę radijo diapazone, kuri iš tikrųjų vėliau buvo atrasta. Tarpžvaigždinių dujų, susidedančių iš neutralių atomų ir labai šaltų molekulinių dujų, masė buvo maždaug šimtą kartų didesnė už išretintų dulkių masę. Tačiau dujos yra visiškai skaidrios matomai šviesai, todėl jų nepavyko aptikti tais pačiais metodais, kaip buvo aptiktos dulkės.

Atsiradus rentgeno teleskopams, įrengtiems kosminėse observatorijose, buvo atrastas dar vienas, karščiausias tarpžvaigždinės terpės komponentas – labai išretintos dujos, kurių temperatūra siekia milijonus ir dešimtis milijonų laipsnių. Šių dujų neįmanoma „pamatyti“ nei iš optinių stebėjimų, nei iš stebėjimų radijo ryšiuose - terpė yra per daug reta ir visiškai jonizuota, tačiau vis dėlto jos užpildo didelę visos mūsų galaktikos tūrio dalį.

Spartus astrofizikos vystymasis, tiriantis materijos ir spinduliuotės sąveiką kosmose, taip pat naujų stebėjimo galimybių atsiradimas leido detaliai ištirti fizinius procesus tarpžvaigždinėje terpėje. Atsirado ištisos mokslo kryptys – erdvės dujų dinamika Ir erdvės elektrodinamika, tiriant išretintų kosminių laikmenų savybes. Astronomai išmoko nustatyti atstumus iki dujų debesų, išmatuoti temperatūrą, dujų tankį ir slėgį, jų cheminę sudėtį, įvertinti medžiagos judėjimo greitį. XX amžiaus antroje pusėje. Susidarė sudėtingas tarpžvaigždinės terpės erdvinio pasiskirstymo ir jos sąveikos su žvaigždėmis vaizdas. Paaiškėjo, kad žvaigždžių gimimo galimybė priklauso nuo tarpžvaigždinių dujų ir dulkių tankio ir kiekio, o žvaigždės (pirmiausia masyviausios iš jų) savo ruožtu keičia supančios tarpžvaigždinės terpės savybes – ją šildo, palaikyti nuolatinį dujų judėjimą ir papildyti terpę jų medžiaga, pakeisti jos cheminę sudėtį.

2. PAGRINDINĖS MZS KOMPONENTAI

Tarpžvaigždinę terpę sudaro tarpžvaigždinės dujos, dulkės (1% dujų masės), tarpžvaigždiniai magnetiniai laukai, tarpžvaigždinis debesis, kosminiai spinduliai ir tamsioji medžiaga. Tarpžvaigždinės terpės cheminė sudėtis yra pirminės nukleosintezės ir branduolių sintezės žvaigždėse produktas.

2 .1 Tarpžvaigždinės dujos

Tarpžvaigždinės dujos yra reta dujinė terpė, užpildanti visą erdvę tarp žvaigždžių. Tarpžvaigždinės dujos yra skaidrios. Bendra tarpžvaigždinių dujų masė galaktikoje viršija 10 milijardų saulės masių arba kelis procentus visos mūsų galaktikos žvaigždžių masės. Vidutinė tarpžvaigždinių dujų atomų koncentracija yra mažesnė nei 1 atomas cm3. Vidutinis dujų tankis yra apie 10–21 kg/m³. Cheminė sudėtis yra maždaug tokia pati kaip daugumos žvaigždžių: ją sudaro vandenilis ir helis su nedideliu sunkesnių elementų mišiniu. Priklausomai nuo temperatūros ir tankio, tarpžvaigždinės dujos yra molekulinės, atominės arba jonizuotos būsenos. Ultravioletiniai spinduliai, skirtingai nei matomi šviesos spinduliai, yra sugeriami dujų ir suteikia joms savo energiją. Dėl to karštos žvaigždės savo ultravioletine spinduliuote įkaitina aplinkines dujas iki maždaug 10 000 K temperatūros. Įkaitusios dujos pačios pradeda skleisti šviesą, o mes jas stebime kaip lengvą dujų ūką. Vėsesnės, „nematomos“ dujos stebimos naudojant radijo astronomijos metodus. Vandenilio atomai retoje aplinkoje skleidžia maždaug 21 cm bangos ilgio radijo bangas, todėl radijo bangų srautai nuolat sklinda iš tarpžvaigždinių dujų sričių. Priimdami ir analizuodami šią spinduliuotę, mokslininkai sužino apie tarpžvaigždinių dujų tankį, temperatūrą ir judėjimą erdvėje.

2 .2 Tarpžvaigždinės dulkės

Tarpžvaigždinės dulkės yra kietos mikroskopinės dalelės, kurios kartu su tarpžvaigždinėmis dujomis užpildo erdvę tarp žvaigždžių. Šiuo metu manoma, kad dulkių grūdeliai turi ugniai atsparią šerdį, kurią supa organinės medžiagos arba ledinis apvalkalas. Cheminę šerdies sudėtį lemia atmosfera, kurioje žvaigždės kondensavosi. Pavyzdžiui, anglies žvaigždžių atveju jas sudarys grafitas ir silicio karbidas.

Tipiškas tarpžvaigždinių dulkių dalelių dydis yra nuo 0,01 iki 0,2 mikrono, bendra dulkių masė sudaro apie 1% visos dujų masės. Starlight įkaitina tarpžvaigždines dulkes iki kelių dešimčių K, todėl tarpžvaigždinės dulkės yra ilgųjų bangų infraraudonosios spinduliuotės šaltinis.

Dulkės taip pat veikia cheminius procesus, vykstančius tarpžvaigždinėje terpėje: dulkių granulėse yra sunkiųjų elementų, kurie naudojami kaip katalizatoriai įvairiuose cheminiuose procesuose. Dulkių granulės taip pat dalyvauja formuojant vandenilio molekules, o tai padidina žvaigždžių formavimosi greitį metalo skurdžiuose debesyse

2 .3 tarpžvaigždinis debesis

Tarpžvaigždinis debesis yra bendras dujų, plazmos ir dulkių sankaupų mūsų ir kitose galaktikose pavadinimas. Kitaip tariant, tarpžvaigždinis debesis turi didesnį tankį nei vidutinis tarpžvaigždinės terpės tankis. Priklausomai nuo tam tikro debesies tankio, dydžio ir temperatūros, vandenilis jame gali būti neutralus, jonizuotas (tai yra plazmos pavidalu) arba molekulinis. Neutralūs ir jonizuoti debesys kartais vadinami difuziniais debesimis, o molekuliniai – tankiais debesimis.

Tarpžvaigždinių debesų sudėties analizė atliekama tiriant jų elektromagnetinę spinduliuotę dideliais radijo teleskopais. Ištyrus tarpžvaigždinio debesies emisijos spektrą ir palyginus jį su konkrečių cheminių elementų spektru, galima nustatyti debesies cheminę sudėtį.

Paprastai apie 70% tarpžvaigždinio debesies masės sudaro vandenilis, likusią dalį daugiausia sudaro helis. Debesyse taip pat yra sunkiųjų elementų pėdsakų: metalų, tokių kaip kalcis, neutralių arba Ca+ (90%) ir Ca++ (9%) katijonų pavidalu, ir neorganinių junginių, tokių kaip vanduo, anglies monoksidas, vandenilio sulfidas, amoniakas ir vandenilio cianidas. .

2 .4 Kosminiai spinduliai

Kosminiai spinduliai yra elementarios dalelės ir atominiai branduoliai, judantys kosmose su didele energija. Pagrindinis (bet ne vienintelis) jų šaltinis yra supernovų sprogimai.

Ekstragalaktiniai ir galaktikos spinduliai paprastai vadinami pirminiais. Įprasta vadinti antrinius dalelių srautus, praeinančius ir transformuojančius Žemės atmosferoje.

Kosminiai spinduliai yra natūralios radiacijos (foninės spinduliuotės) sudedamoji dalis Žemės paviršiuje ir atmosferoje.

Kosminių spindulių cheminį spektrą, skaičiuojant pagal energiją vienam nukleonui, sudaro daugiau nei 94% protonų ir dar 4% helio branduolių (alfa dalelių). Yra ir kitų elementų branduolių, tačiau jų dalis daug mažesnė.

Pagal dalelių skaičių kosminiai spinduliai sudaro 90 procentų protonų, 7 procentus helio branduolių, apie 1 procentą sunkesnių elementų ir apie 1 procentą elektronų.

2 .5 Tarpžvaigždinis magnetinis laukas

Dalelės juda silpname tarpžvaigždinės erdvės magnetiniame lauke, kurio indukcija yra maždaug šimtą tūkstančių kartų mažesnė nei Žemės magnetinio lauko. Tarpžvaigždinis magnetinis laukas, veikiantis įkrautas daleles nuo jų energijos priklausoma jėga, „supainioja“ dalelių trajektorijas, jos nuolat keičia savo judėjimo Galaktikoje kryptį. Įkrautos dalelės, skraidančios tarpžvaigždiniame magnetiniame lauke, veikiamos Lorenco jėgos, nukrypsta nuo tiesių trajektorijų. Atrodo, kad jų trajektorijos „suvyniotos“ ant magnetinės indukcijos linijų.

3. FIZINĖS MZS SAVYBĖS

· Vietinės termodinaminės pusiausvyros trūkumas(LTR)- Su sistemos būsena, kurioje šios sistemos makroskopiniai dydžiai (temperatūra, slėgis, tūris, entropija) laikui bėgant išlieka nepakitę izoliacijos nuo aplinkos sąlygomis.

· Terminis nestabilumas

Šiluminės pusiausvyros sąlyga gali būti visiškai neįvykdyta. Yra magnetinis laukas, kuris neleidžia suspausti, nebent jis įvyktų palei lauko linijas. Antra, tarpžvaigždinė terpė nuolat juda ir jos lokalios savybės nuolat kinta, joje atsiranda naujų energijos šaltinių, o senųjų išnyksta. Trečia, be termodinaminio nestabilumo, yra ir gravitacinis bei magnetohidrodinaminis nestabilumas. Ir čia neatsižvelgiama į jokius kataklizmus, pasireiškiančius supernovų sprogimais, potvynių ir atoslūgių įtakomis, einančiomis per kaimynines galaktikas, ar pačių dujų prasiskverbimą per Galaktikos spiralines šakas.

· Draudžiamos linijos ir 21 cm linija

Išskirtinis optiškai plonos terpės bruožas yra spinduliuotė draudžiamos linijos. Draudžiamos linijos yra tos, kurias draudžia atrankos taisyklės, tai yra, jos kyla iš metastabilių lygių (kvazi-stabili pusiausvyra). Būdingas elektrono gyvavimo laikas šiame lygyje yra nuo s iki kelių dienų. Esant didelei dalelių koncentracijai, jų susidūrimas pašalina sužadinimą, o linijos nepastebimos dėl didelio silpnumo. Esant mažam tankiui, linijos intensyvumas nepriklauso nuo perėjimo tikimybės, nes mažą tikimybę kompensuoja daug atomų metastabilioje būsenoje. Jei LTE nėra, energijos lygių populiacija turėtų būti apskaičiuojama pagal elementarių sužadinimo ir išjungimo procesų pusiausvyrą.

Svarbiausia MZS draudžiama linija yra Atominis vandenilio radijo ryšys 21cm. Ši linija atsiranda pereinant tarp vandenilio lygio hipersmulkios struktūros sublygių, susijusių su sukimosi buvimu elektrone ir protone. Šio perėjimo tikimybė (tai yra 1 kartą per 11 milijonų metų).

21 cm radijo linijos tyrimai leido nustatyti, kad neutralus vandenilis galaktikoje daugiausia yra labai ploname, 400 pc storio sluoksnyje, esančiame netoli Galaktikos plokštumos.

· Sustingęs magnetinis laukas.

Magnetinio lauko užšalimas reiškia magnetinio srauto išsaugojimą bet kurioje uždaroje laidžioje grandinėje jo deformacijos metu. Laboratorinėmis sąlygomis galima laikyti, kad magnetinis srautas yra išsaugotas aplinkoje, kurioje yra didelis elektros laidumas. Begalinio elektros laidumo ribose be galo mažas elektrinis laukas padidintų srovę iki begalinės vertės. Todėl idealus laidininkas neturėtų kirsti magnetinio lauko linijų ir tokiu būdu sužadinti elektrinį lauką, o, priešingai, turėtų neštis magnetinio lauko linijomis, atrodo, kad jis yra sustingęs.

Reali erdvės plazma toli gražu nėra ideali, o užšalimas turėtų būti suprantamas ta prasme, kad srautui per grandinę pakeisti reikia labai daug laiko. Praktiškai tai reiškia, kad lauką galime laikyti pastoviu, kol debesis suspaudžiamas, sukasi ir pan.

4. ŪKAS

Ūkas- tarpžvaigždinės terpės atkarpa, išsiskirianti savo spinduliavimu arba spinduliuotės sugertimi bendrame dangaus fone. Ūkai susideda iš dulkių, dujų ir plazmos.

Pagrindinis požymis, naudojamas klasifikuojant ūkus, yra šviesos sugertis arba jų spinduliavimas ar sklaida, tai yra, pagal šį kriterijų ūkai skirstomi į tamsius ir šviesius.

Ūkai skirstomi į dujas ir dulkes iš esmės yra savavališki: visuose ūkuose yra ir dulkių, ir dujų. Šis skirstymas istoriškai nulemtas įvairių stebėjimo metodų ir spinduliavimo mechanizmų: dulkių buvimas aiškiausiai pastebimas, kai tamsūs ūkai sugeria spinduliuotę iš už jų esančių šaltinių ir kai spinduliuotė iš šalia esančių žvaigždžių ar pačiame ūke atsispindi, išsisklaido arba atsispindi. -išskiria ūke esančios dulkės; vidinė ūko dujų komponento spinduliuotė stebima, kai jį jonizuoja ultravioletinė spinduliuotė iš karštos žvaigždės, esančios ūke (H II jonizuoto vandenilio emisijos sritys aplink žvaigždžių asociacijas arba planetų ūkus) arba kai tarpžvaigždinė terpė šildoma smūgio banga dėl supernovos sprogimo arba galingo vilko tipo žvaigždžių žvaigždžių vėjo įtakos – Raye.

4 .1 Difuzinis(šviesa)ūkas

Išsklaidytasis (šviesos) ūkas yra bendras astronomijos terminas, vartojamas šviesą skleidžiantiems ūkams apibūdinti. Trys difuzinių ūkų tipai yra atspindžio ūkas, emisijos ūkas (kurių atmainos yra protoplanetinės, planetinės ir H II sritys) ir supernovos liekanos.

· Atspindžio ūkas

Atspindintys ūkai yra dujų ir dulkių debesys, apšviesti žvaigždėmis. Jei žvaigždė (-ės) yra tarpžvaigždiniame debesyje arba šalia jo, bet nėra pakankamai karšta, kad aplink save jonizuotų didelį tarpžvaigždinio vandenilio kiekį, tai pagrindinis ūko optinės spinduliuotės šaltinis yra tarpžvaigždinių dulkių išsklaidyta žvaigždžių šviesa.

Atspindžio ūko spektras yra toks pat kaip jį apšviečiančios žvaigždės. Mikroskopinės dalelės, atsakingos už šviesos sklaidą, yra anglies dalelės (kartais vadinamos deimantų dulkėmis), taip pat geležies ir nikelio dalelės. Paskutiniai du sąveikauja su galaktikos magnetiniu lauku, todėl atspindėta šviesa yra šiek tiek poliarizuota.

Atspindintys ūkai paprastai turi mėlyną atspalvį, nes mėlyna šviesa yra išsklaidyta efektyviau nei raudona (tai iš dalies paaiškina mėlyną dangaus spalvą).

Šiuo metu žinoma apie 500 atspindžių ūkų, iš kurių žinomiausi yra aplink Plejades (žvaigždžių spiečius). Milžinišką raudoną (spektrinės klasės M1) žvaigždę Antares supa didelis raudonas atspindžio ūkas. Atspindintys ūkai taip pat dažni žvaigždžių formavimosi vietose.

1922 m. Hablas paskelbė kai kurių ryškių ūkų tyrimų rezultatus. Šiame darbe Hablas išvedė atspindžio ūko šviesumo dėsnį, kuris nustato ryšį tarp ūko kampinio dydžio ( R) ir šviečiančios žvaigždės tariamasis dydis ( m):

kur yra konstanta, priklausanti nuo matavimo jautrumo.

· Emisijos ūkas

Emisijos ūkas yra jonizuotų dujų (plazmos) debesis, išsiskiriantis matomoje spektro spalvų diapazone. Jonizacija atsiranda dėl didelės energijos fotonų, kuriuos skleidžia netoliese esanti karšta žvaigždė. Yra keletas emisijos ūkų tipų. Tarp jų yra H II regionai, kuriuose formuojasi naujos žvaigždės, o jonizuojančių fotonų šaltiniai yra jaunos, masyvios žvaigždės, taip pat planetiniai ūkai, kurioje mirštanti žvaigždė numetė viršutinius sluoksnius, o atsivėrusi karštoji šerdis juos jonizuoja.

Planetamtamsus rūkasmness- astronominis objektas, susidedantis iš jonizuoto dujų apvalkalo ir centrinės žvaigždės, baltosios nykštukės. Planetiniai ūkai susidaro, kai paskutiniame jų evoliucijos etape išsilieja raudonųjų milžinų ir supergigantų, kurių masė siekia 2,5–8 Saulės mases, išoriniai sluoksniai (apvalkalai). Planetinis ūkas yra greitai judantis (astronominiais standartais) reiškinys, trunkantis tik kelias dešimtis tūkstančių metų, o protėvio žvaigždės gyvenimo trukmė yra keli milijardai metų. Šiuo metu mūsų galaktikoje žinoma apie 1500 planetinių ūkų.

Planetinių ūkų susidarymo procesas kartu su supernovų sprogimais vaidina svarbų vaidmenį cheminėje galaktikų evoliucijoje, į tarpžvaigždinę erdvę išmetant medžiagą, prisodrintą sunkiaisiais elementais – žvaigždžių nukleosintezės produktais (astronomijoje visi elementai laikomi sunkiais, su Išskyrus pirminės Didžiojo sprogimo nukleosintezės produktus – vandenilį ir helią, tokius kaip anglis, azotas, deguonis ir kalcis).

Pastaraisiais metais Hablo kosminiu teleskopu gautų vaizdų pagalba pavyko išsiaiškinti, kad daugelis planetų ūkų turi labai sudėtingą ir unikalią struktūrą. Nors maždaug penktadalis jų yra apskritimo formos, dauguma jų neturi jokios sferinės simetrijos. Mechanizmai, leidžiantys suformuoti tokią formų įvairovę, iki šiol nėra visiškai suprantami. Manoma, kad žvaigždžių vėjo ir dvinarių žvaigždžių, magnetinio lauko ir tarpžvaigždinės terpės sąveika gali suvaidinti didelį vaidmenį.

Planetiniai ūkai dažniausiai yra silpni objektai ir paprastai nėra matomi plika akimi. Pirmasis atrastas planetinis ūkas buvo hantelio ūkas Voveraitės žvaigždyne.

Neįprasta planetinių ūkų prigimtis buvo atrasta XIX amžiaus viduryje, pradėjus naudoti spektroskopiją stebėjimuose. Williamas Hugginsas tapo pirmuoju astronomu, gavusiu planetų ūkų spektrus – objektus, kurie išsiskyrė savo neįprastumu. Kai Hugginsas tyrinėjo ūkų spektrus N.G.C.6543 (katės akis), M27 (hanteliai), M57 (Lyros žiedo ūkas) ir daugybė kitų, paaiškėjo, kad jų spektras labai skyrėsi nuo žvaigždžių spektro: visi iki tol gauti žvaigždžių spektrai buvo sugerties spektrai (ištisinis spektras su daugybe tamsių linijų), o Paaiškėjo, kad planetiniai ūkai yra emisijos spektrai su nedideliu emisijos linijų skaičiumi, o tai parodė, kad jų prigimtis iš esmės skiriasi nuo žvaigždžių prigimties.

Planetiniai ūkai yra daugelio žvaigždžių paskutinis evoliucijos etapas. Tipiško planetinio ūko vidutinis plotis yra vieneri šviesmečiai ir jį sudaro labai išretintos dujos, kurių tankis yra apie 1000 dalelių cm3, o tai yra nereikšminga, palyginti, pavyzdžiui, su Žemės atmosferos tankiu, bet apie 10–100. kartų didesnis už tarpplanetinės erdvės tankį, esantį Žemės orbitos atstumu nuo Saulės. Jaunų planetinių ūkų tankis didžiausias, kartais siekia 10 6 daleles cm3. Ūkams senstant, dėl jų plėtimosi mažėja jų tankis. Dauguma planetinių ūkų yra simetriški ir beveik sferiniai, o tai netrukdo jiems turėti daug labai sudėtingų formų. Maždaug 10 % planetinių ūkų yra praktiškai dvipoliai ir tik nedidelė dalis yra asimetriški. Yra žinomas net stačiakampis planetinis ūkas.

Protoplanetinis ūkas yra astronominis objektas, trumpai egzistuojantis tarp to momento, kai vidutinės masės žvaigždė (1–8 Saulės masės) palieka asimptotinę milžinišką šaką (AGB) ir vėlesnę planetinio ūko (PN) fazę. Protoplanetinis ūkas pirmiausia šviečia infraraudonaisiais spinduliais ir yra atspindžio ūko potipis.

RegionasHII- Tai karštų dujų ir plazmos debesis, kurio skersmuo siekia kelis šimtus šviesmečių, o tai yra aktyvaus žvaigždžių formavimosi sritis. Šiame regione gimsta jaunos, karštos, melsvai baltos žvaigždės, kurios gausiai skleidžia ultravioletinę šviesą ir taip jonizuoja aplinkinį ūką.

H II regionai gali pagimdyti tūkstančius žvaigždžių vos per kelis milijonus metų. Galų gale supernovų sprogimai ir galingi žvaigždžių vėjai iš masyviausių žvaigždžių susidariusiame žvaigždžių spiečiuje išsklaido regiono dujas ir ji tampa tokia grupe kaip Plejados.

Šie regionai gavo savo pavadinimą dėl didelio jonizuoto atominio vandenilio kiekio, kurį astronomai pavadino H II (HI sritis yra neutralaus vandenilio zona, o H 2 reiškia molekulinį vandenilį). Jie gali būti matomi dideliais atstumais visoje Visatoje, o tiriant tokius regionus, esančius kitose galaktikose, svarbu nustatyti atstumą iki pastarųjų, taip pat jų cheminę sudėtį.

Pavyzdžiai yra Karinos ūkas, Tarantulo ūkas,N.G.C. 604 , Oriono trapecija, Barnardo kilpa.

· Supernovos likutis

Supernovos likutis(anglų kalba) S aukščiauN kiaušialąstės R emnant, SNR ) yra dujų ir dulkių darinys, prieš keliasdešimt ar šimtus metų įvykusio katastrofiško žvaigždės sprogimo ir jos pavertimo supernova pasekmė. Sprogimo metu supernovos apvalkalas išsisklaido į visas puses, sudarydamas milžinišku greičiu besiplečiančią smūginę bangą, kuri susiformuoja supernovos liekanos. Likutis susideda iš žvaigždžių medžiagos, išmestos per sprogimą, ir tarpžvaigždinės medžiagos, sugertos smūginės bangos.

Turbūt gražiausia ir geriausiai ištirta jaunos supernovos liekana S.N. 1987 A Didžiajame Magelano debesyje, kuris sprogo 1987 m. Kitos gerai žinomos supernovos liekanos yra Krabo ūkas, palyginti neseniai įvykusio sprogimo liekana (1054 m.), supernovos liekana tyliai (S.N. 1572) , pavadintas Tycho Brahe vardu, kuris stebėjo ir užfiksavo pradinį jo ryškumą iškart po 1572 m. žybsnio, taip pat likusią dalį. Keplerio supernova (S.N. 1604) , pavadintas Johanneso Keplerio vardu.

4 .2 Tamsusis ūkas

Tamsus ūkas yra tarpžvaigždinių debesų tipas, toks tankus, kad sugeria matomą šviesą, sklindančią iš emisijos arba atspindžio ūkų (pvz. , Arklio galvos ūkas) arba žvaigždes (pvz., Anglies maišo ūkas) esantis už jos.

Tarpžvaigždinės dulkių dalelės, esančios šalčiausiose ir tankiausiose molekulinių debesų vietose, sugeria šviesą. Klasteriai ir dideli tamsių ūkų kompleksai yra susiję su milžiniškais molekuliniais debesimis (GMC). Pavieniai tamsūs ūkai dažniausiai yra Bok rutuliukai.

Tokie debesys yra labai netaisyklingos formos: neturi aiškiai apibrėžtų ribų, kartais įgauna vingiuotas, gyvatiškas formas. Didžiausi tamsūs ūkai, matomi plika akimi, atrodo kaip juodumo gabalėliai prieš šviesų Paukščių Taką.

Aktyvūs procesai dažnai vyksta tamsių ūkų viduje, pavyzdžiui, žvaigždės gimimas ar maserio emisija.

5. SPINDULIAVIMAS

Žvaigždžių vėjas- materijos nutekėjimo iš žvaigždžių į tarpžvaigždinę erdvę procesas.

Medžiaga, iš kurios sudarytos žvaigždės, tam tikromis sąlygomis gali įveikti savo gravitaciją ir išmesti į tarpžvaigždinę erdvę. Tai atsitinka, kai žvaigždės atmosferoje esanti dalelė įsibėgėja iki greičio, viršijančio antrąjį tam tikros žvaigždės pabėgimo greitį. Tiesą sakant, žvaigždžių vėją sudarančių dalelių greitis yra šimtai kilometrų per sekundę.

Žvaigždžių vėjas gali turėti tiek įkrautų, tiek neutralių dalelių.

Žvaigždžių vėjas yra nuolat vykstantis procesas, dėl kurio mažėja žvaigždės masė. Kiekybiškai šį procesą galima apibūdinti kaip medžiagos kiekį (masę), kurį žvaigždė praranda per laiko vienetą.

Žvaigždžių vėjas gali atlikti svarbų vaidmenį žvaigždžių evoliucijoje: kadangi dėl šio proceso mažėja žvaigždės masė, žvaigždės gyvenimo trukmė priklauso nuo jos intensyvumo.

Žvaigždžių vėjas yra priemonė pernešti medžiagą dideliais atstumais erdvėje. Be to, kad ji pati susideda iš materijos, tekančios iš žvaigždžių, ji gali paveikti aplinkinę tarpžvaigždinę medžiagą, perleisdama jai dalį savo kinetinės energijos. Taigi dėl tokio smūgio susidarė emisijos ūko NGC 7635 „burbulo“ forma.

Jei medžiaga nuteka iš kelių netoliese esančių žvaigždžių, kurią papildo šių žvaigždžių spinduliuotės įtaka, galimas tarpžvaigždinės medžiagos kondensacija, o po to susidaro žvaigždės.

Esant aktyviam žvaigždžių vėjui, išmestos medžiagos kiekio gali pakakti planetiniam ūkui susidaryti.

6. TARPŽVAIGŽDINĖS TERPĖS EVOLIUCIJA

Tarpžvaigždinės terpės, tiksliau – tarpžvaigždinių dujų, raida yra glaudžiai susijusi su visos Galaktikos chemine evoliucija. Atrodytų, viskas paprasta: žvaigždės sugeria dujas, o paskui jas meta atgal, praturtindamos branduolinio degimo produktais – sunkiais elementais – todėl metališkumas turėtų palaipsniui didėti.

Didžiojo sprogimo teorija numato, kad pirmykštės nukleosintezės metu susidarė vandenilis, helis, deuteris, ličio ir kiti lengvieji branduoliai, kurie suskilo Hayashi trasoje arba protožvaigždžių stadijoje. Kitaip tariant, turėtume stebėti ilgaamžius G nykštukus, kurių metališkumas nulinis. Tačiau nė vienas iš jų nebuvo rastas Galaktikoje, be to, dauguma jų turi beveik saulės metališkumą. Remiantis netiesioginiais įrodymais, galima spręsti, kad kažkas panašaus vyksta ir kitose galaktikose. Šiuo metu problema lieka atvira ir laukia sprendimo.

Pirminėse tarpžvaigždinėse dujose nebuvo dulkių. Kaip dabar manoma, senų, šaltų žvaigždžių paviršiuje susidaro dulkių grūdeliai ir palieka jį kartu su ištekančiomis medžiagomis.

IŠVADA

Tokios sudėtingos sistemos kaip „žvaigždės - tarpžvaigždinė terpė“ tyrimas pasirodė labai sudėtingas astrofizinis uždavinys, ypač turint omenyje, kad bendra tarpžvaigždinės terpės masė Galaktikoje ir jos cheminė sudėtis lėtai kinta veikiant įvairiems veiksniams. Todėl galime sakyti, kad visa mūsų žvaigždžių sistemos istorija, trunkanti milijardus metų, atsispindi tarpžvaigždinėje terpėje.

ŠALTINIŲ SĄRAŠAS

1) Medžiaga paimta iš svetainės www.wikipedia.org

2) Medžiagos, paimtos iš svetainės www.krugosvet.ru

3) Medžiaga paimta iš svetainės www.bse.sci-lib.com

4) Medžiaga paimta iš svetainės www.dic.academic.ru

Paskelbta Allbest.ru

Panašūs dokumentai

Ūkas kaip tarpžvaigždinės terpės atkarpa, išsiskirianti savo spinduliavimu arba spinduliuotės sugertimi bendrame dangaus fone, jo atmainos ir formos: emisija, supernovos liekanos. Kai kurių ūkų atsiradimo ir vystymosi istorija: Erelis, Smėlio laikrodis.

pristatymas, pridėtas 2012-10-11


Dulkės, dujos ir plazma kaip pagrindiniai ūko komponentai. Ūkų klasifikacija, pagrindinių jų tipų charakteristikos. Išsklaidytų, atspindžių, emisijų, tamsių ir planetinių ūkų struktūros ypatumai. Supernovos liekanos susidarymas.

pristatymas, pridėtas 2015-12-20


Ūko ir saulės aktyvumo reiškinių aprašymas. Galaktinių, saulės ir kosminių spindulių tyrimas, jų registravimo būdai. Tarpžvaigždinio magnetinio lauko savybės. Erdvinio galaktikų pasiskirstymo ypatybės. Idėjos apie Visatos plėtimąsi.

santrauka, pridėta 2012-06-01


Žvaigždžių šerdis yra centrinė, kompaktiška galaktikos sritis. Pagrindiniai Galaktikos struktūros elementai. Atviro ir rutulinio tipo sankaupos. Tarpžvaigždinių dujų charakteristikos. Bendra koncepcija apie lengvuosius dujų ūkus. Planetiniai, tamsūs ūkai.

pristatymas, pridėtas 2011-09-28


Kosmogonija kaip mokslas, tiriantis dangaus kūnų kilmę ir vystymąsi. Džinsų hipotezės esmė. Ūkas, Saulės gimimas. Pagrindiniai ūko dalelių virsmo planetomis proceso etapai: dalelių agregacija; apšilimas; vulkaninė veikla.

santrauka, pridėta 2011-06-20


„Resurs-F“ serijos erdvėlaiviai, skirti tyrinėti Žemės gamtinius išteklius ir stebėti aplinką. Pagrindinės erdvėlaivio Resurs-F1 techninės charakteristikos ir fotografinė įranga. Kosmoso medicinos ir biologijos erdvėlaivis „Bion“, medžiagų mokslas „Photon“.

santrauka, pridėta 2010-08-06


Žvaigždžių evoliucija yra pokyčiai, kuriuos žvaigždė patiria per savo gyvenimą. Termobranduolinė sintezė ir žvaigždžių gimimas; planetinis ūkas, protožvaigždės. Jaunų žvaigždžių charakteristikos, jų branda, vėlesni metai, mirtis. Neutroninės žvaigždės (pulsarai), baltosios nykštukės, juodosios skylės.

pristatymas, pridėtas 2012-10-05


Saulės sistemos formavimosi etapai. Saulės protoplanetinio disko aplinkos komponavimas, jo evoliucijos tyrimas naudojant skaitmeninį dvimatį dujų dinaminį modelį, atitinkantį ašimetrinį dujinės terpės judėjimą gravitaciniame lauke.

kursinis darbas, pridėtas 2012-05-29


Žvaigždžių charakteristikos. Žvaigždės kosmose. Žvaigždė yra plazminis rutulys. Žvaigždžių procesų dinamika. Saulės sistema. Tarpžvaigždinė terpė. Žvaigždžių evoliucijos samprata. Žvaigždžių formavimosi procesas. Žvaigždė kaip dinamiška savireguliacinė sistema.

santrauka, pridėta 2008-10-17


Aštuntoji planeta nuo Saulės. Kai kurie Neptūno planetos parametrai. Cheminė sudėtis, fizinės sąlygos, struktūra, atmosfera. Paviršiaus plotų temperatūra. Neptūno palydovai, jų dydžiai, charakteristikos, atradimų istorija. Neptūno žiedai, magnetinis laukas.

Dujų dinamika yra fizikos šaka, tirianti dujų judėjimo dėsnius. Kasdieniame gyvenime dažnai susiduriame su dujų dinamikos klausimais – tai garso bangos, srautas aplink greitai judančius kūnus, smūginės bangos, kurios viršgarsinių greičių amžiuje puikiai žinomos visiems. Tačiau tarpžvaigždinės terpės sąlygos žymiai pakeičia dujų judėjimo dėsnius.

Pradėkime nuo garso bangų. Skaitytojas tikriausiai žino, kad garso bangos yra dujų, sklindančių per terpę, suspaudimų ir retinimo seka. Jei šiek tiek suspausite tam tikro tūrio dujas ir suteiksite joms galimybę grįžti į pradinę būseną, tada pagal inerciją jos šiek tiek išsiplės, suspaus šalia šio tūrio esančius dujų sluoksnius ir vėl susispaus. Atsiras svyravimai, kurie bus perduodami į gretimus sluoksnius ir net toliau nuo jų. Tai yra garso bangų sklidimas. Jų greitis priklauso tik nuo dujų temperatūros. Garso bangų greitis ore esant 300 K temperatūrai yra gerai žinomas – 330 m/s, o didėjant temperatūrai jis proporcingai didėja ( T) 1/2 .

Tačiau tokios garso bangos yra adiabatinės, t. y. daroma prielaida, kad dujų suspaudimas ir retėjimas garso bangose ​​vyksta neprarandant šilumos. Tarpžvaigždinėje erdvėje taip nėra. Didėjant tankiui, pastebimai didėja ir radiacijos nuostoliai. Todėl tarpžvaigždinės garso bangos jokiu būdu nėra adiabatinės. Pirmuoju apytiksliu būdu jie taip pat gali būti laikomi izoterminiais, t. Tada garso bangų greitis bus šiek tiek mažesnis (ore - 20%) ir jį galima apskaičiuoti pagal formulę: Sus = (RT/mu) 1/2 kur R yra universali dujų konstanta, o mu yra molekulinė masė. Įdomu tai, kad Niutonas, kuris pirmasis apskaičiavo garso bangos greitį, manė, kad ji yra izoterminė, todėl ilgą laiką nebuvo aišku, kodėl garso greitis ore pasirodė didesnis už apskaičiuotą. vienas. Tačiau ši Niutono formulė yra gana tinkama tarpžvaigždinėms garso bangoms.

Kitas svarbus reiškinys, kuris taip pat keičia savo savybes tarpžvaigždinėmis sąlygomis, yra smūginės bangos. Norėdami tai paaiškinti, apsvarstykite atvejį, parodytą Fig. 16. Leiskite koncentracijos dujoms tekėti į ilgą vamzdį, uždarytą viename gale n 1 ir greitis v. Atsitrenkęs į sieną jis turi sustoti. Susidaro statinių dujų plotas, kuris turėtų nuolat didėti, kai patenka naujos dujų porcijos. Tarp stovinčių ir judančių dujų susidaro riba (punktyrinė linija 16 pav.), kurios juda vamzdžiu link dujų srauto.

Dujų koncentraciją už šios ribos pažymėkime kaip n 2. Pasirodo, jei greitis v yra labai didelis (daug didesnis už garso greitį), tada ši riba yra aštri (smūgio banga), o koncentracijos šuolis, t. y. n 2 / n 1, pasirodo esąs ribotas (pavyzdžiui, monatominėse dujose n 2 / n 1<4, в двухатомном n 2 / n 1<6). Tai paaiškinama paprastai. Įeinančių dujų kinetinė energija ne tik suspaudžia, bet ir šildo sustabdytas dujas. Tokiu būdu nejudančioje srityje susidaro didelis dujų slėgis, kuris neleidžia toliau suspausti.

Tačiau tarpžvaigždinėje erdvėje taip gali nebūti. Kai tik dujos bus suspaustos, jų spinduliuotė smarkiai padidės ir temperatūra nebekils. Dujų slėgis išlieka žemas ir netrukdo tolesniam dujų suspaudimui. Dėl to tarpžvaigždinėse smūginėse bangose, kurios geriau vadinamos smūgiinėmis bangomis, gali įvykti labai dideli koncentracijos šuoliai. Šuolio dydis n 2 / n 1 galima nustatyti lyginant dujų slėgį suslėgtoje srityje (t. y. vertę, proporcingą n 2 RT) proporcingas krintančio dujų srauto dinaminiam slėgiui n 1v 2 . Taigi, mes nustatome, kad koncentracijos šuolis tarpžvaigždinėje smūgio bangoje yra apibūdinamas kiekiu n 2 /p 1 ~muv 2 / RT~ v 2 / c s 2 , Kur T- įprasta tarpžvaigždinių dujų temperatūra (apie 10 4 K HII zonose ir daug mažiau, 10-20 K, molekuliniuose debesyse). Skaitytojas gali nesunkiai įsitikinti, kad net esant mažam dujų greičiui (pavyzdžiui, 7-8 km/s greičiu, įprastas tarpžvaigždinių debesų greitis), galima gauti (joms susidūrus) smūgio bangas. dešimtis ir net šimtus kartų kintanti koncentracija .

Žinoma, atvejis, parodytas fig. 16, yra idealizavimas - tarpžvaigždinėje erdvėje nėra vamzdžių, tačiau bendrieji judėjimo bruožai ten yra būtent tokie.

Vienas iš svarbių tarpžvaigždinės terpės dinamikos atvejų pavaizduotas Fig. 17 - tarpžvaigždinių dujų kritimas veikiant savo gravitacijai debesies centro link. Šis kritimas sukuria suspaudimo sritį debesies centre, apsuptą sferinės smūginės bangos, sklindančios iš centro. Akivaizdu, kad ir čia gali būti labai stiprus materijos suspaudimas, tačiau realiame objekte, t.y., šis reiškinys labai įmanomas formuojantis žvaigždėms.

Trečias tarpžvaigždinių dujų dinamikos bruožas yra reikšmingas magnetinių laukų vaidmuo. Panagrinėkime šią savybę naudodami pavyzdį, kurį skaitytojas žino iš mokyklos fizikos kurso. Jei laidininkas judinamas magnetiniu lauku, jame indukuojama elektros srovė, kuri savo ruožtu sukuria magnetinį lauką. Dėl šių laukų sąveikos atsiranda jėga, kuri stabdo laidininko judėjimą (Lenco taisyklė). Kai laidininko elektrinė varža yra didelė, indukuojamos srovės ir magnetiniai laukai yra silpni, o laidininkai lengvai juda magnetiniame lauke. Bet jei laidininko elektrinė varža yra labai maža, atsiranda gana stiprios indukuotos srovės, o pasipriešinimo laidininko judėjimui jėga žymiai padidėja - laidininkas „užstringa“. Pavyzdžiui, žinoma, kad paprastai neįmanoma įstumti superlaidininko į sritį, kurią užima magnetinis laukas. (Primename, kad jei laidininkas juda išilgai magnetinio lauko, tada jame visiškai nekyla srovė ir nėra pasipriešinimo tokiam judėjimui.)

Dabar grįžkime prie tarpžvaigždinių dujų. Čia, kaip žinome, yra daug laisvųjų elektronų, todėl tarpžvaigždinių dujų elektrinis laidumas yra gana didelis (net geresnis nei vario laidumas). Todėl tokių dujų judėjimą tarpžvaigždiniame magnetiniame lauke galima palyginti su gero metalinio laidininko judėjimu tame pačiame lauke. Čia taip pat turime atsižvelgti į tai, kad dėl milžiniško dydžio tarpžvaigždinių debesų jų stabdymo magnetiniame lauke poveikis yra labai pastebimas.

Taigi tarpžvaigždinis magnetinis laukas turėtų sulėtinti tarpžvaigždinių debesų judėjimą lauko kryptimi ir netrukdyti jiems judėti lauke. Galima tikėtis, kad tarpžvaigždinių dujų srautai daugiausia nukreipti išilgai magnetinio lauko linijų. Šią išvadą patvirtina stebėjimai: iš tiesų dujos dažniausiai juda lygiagrečiai Galaktikos plokštumai, o magnetinio lauko kryptis yra maždaug ta pati.

Tačiau jei tarpžvaigždinis magnetinis laukas yra silpnas, todėl nebegali sustabdyti dujų judėjimo per jėgos linijas, tada dujos pradeda su savimi įtraukti magnetinį lauką. Kitaip tariant, judantys dujų srautai tarsi trauks už savęs magnetines jėgos linijas, jas ištempdami ir sukdami. Šiuo atveju jie sako, kad magnetinio lauko linijos yra „užšalusios“ į tarpžvaigždines dujas (arba tarpžvaigždinės dujos „priklijuojamos“ prie magnetinio lauko linijų).

Iš magnetinio lauko linijų sąvokos apibrėžimo žinoma, kad magnetinio lauko stipris R (arba magnetinė indukcija IN) yra proporcinga jėgos linijų, einančių per ploto vienetą, skaičiui. Kai dujų judėjimas ištempia ir „supainioja“ magnetines jėgos linijas, jis didėja N(ir B). Galima sakyti, kad čia dujų kinetinė energija paverčiama magnetine energija. Magnetinio lauko augimas judant dujoms sustoja, kai šios energijos yra tos pačios eilės: pv 2 /2~ B 2 /8p(čia p – dujų tankis; kairėje – kinetinės energijos tankis, dešinėje – magnetinės energijos tankis). Magnetinio lauko stiprėjimas ypač pastebimas aukščiau minėtuose tankio šuoliuose. Didėjant tankiui, atsižvelgiant į „užšalimo“ lauko principą, proporcingai didėja vertė IN.

Ketvirtasis tarpžvaigždinių dujų dinamikos bruožas yra jonizacijos frontų egzistavimas – judančios ribos tarp HII zonų ir HI regionų. Jie atsiranda dėl to, kad dujų slėgis NI zonose paprastai yra daug didesnis nei dujų slėgis HI srityse. Tiesą sakant, atsižvelgdami į tarpžvaigždinę termodinamiką, buvome įsitikinę, kad dviejų komponentų sistemoje, susidedančioje iš debesų ir tarpdebesų terpės, slėgio vertė (tiksliau, produktas PT) ne daugiau kaip 3 10 3 K/cm 3. Kita vertus, NI zonoje, kur T=10 4 K, ši reikšmė yra ties protonų ir elektronų koncentracijos „standartine“ verte (p~s m -3) yra didesnis, o esant didesnei koncentracijai skirtumas dar labiau pastebimas.

Taigi, HII zonos turėtų išsiplėsti į aplinkinę erdvę. Tačiau plečiantis, dujų tankis zonos viduje mažėja, rekombinacijų skaičius mažėja, todėl šioje zonoje lieka dalis „nenaudojamų“ jonizuojančių kvantų. Jie praeina per pradinės HII zonos masės ribą ir jonizuoja naujus vandenilio atomus. Taigi visas procesas susideda ne tik iš pačios HII zonos substancijos išsiplėtimo, bet ir iš dar spartesnio ribos tarp jonizuoto ir nejonizuoto vandenilio regionų judėjimo – HII zona auga ir savo dydžiu, ir savo masėje.

Toks HII zonos ribos judėjimas vadinamas jonizacijos fronto judėjimu, kurio greitį galima palyginti su garso greičiu HI srityje. Jei jonizacijos fronto greitis yra didesnis už garso greitį tose pačiose dujose, tai mes kalbame apie frontą R-tipas. Čia, einant per šį frontą, dujos jonizuojasi ir sutankinamos.

Priešingai, jei priekinis greitis yra mažesnis už atitinkamą garso greitį, tada jonizacijos priekyje (vadinamas priekinis D-tipo) sumažėja koncentracija. Siekiant užtikrinti šį sumažinimą, priekinė D-tipas dažnai „siunčia“ prieš save smūginę bangą, kuri preliminariai „spaudžia“ dujas HI srityje.

Kai tik HI srityje susidaro nauja karšta žvaigždė, ji pirmiausia sukuria mažą HII sritį, kuri greitai plečiasi kaip jonizacijos frontas. R— tipo. Tada išsiplėtusios HII zonos greitis mažėja, į priekį siunčiama smūginė banga, po kurios iš arti jonizacijos frontas. D-tipas.

Žinios apie tarpžvaigždinių dujų dinamikos savybes yra absoliučiai būtinos norint suprasti žvaigždžių kondensacijos iš tarpžvaigždinės terpės procesus – juk ši kondensacija yra ne kas kita, kaip tarpžvaigždinių dujų judėjimas. Ir kaip matysime toliau, tarpžvaigždinių dujų dinamikos ypatybės pasireiškia įvairiais žvaigždžių formavimosi problemos aspektais.

Tarpžvaigždinė terpė

retoji medžiaga, tarpžvaigždinės dujos ir mažos dulkių dalelės, užpildančios erdvę tarp žvaigždžių mūsų ir kitose Galaxy x. Sudėtis M. s. Be to, jie apima kosminius spindulius, tarpžvaigždinius magnetinius laukus (žr. Tarpžvaigždinį magnetinį lauką), taip pat įvairių bangų ilgių elektromagnetinės spinduliuotės kvantus. Prie Saulės (ir kitų žvaigždžių) M. s. pereina į tarpplanetinę terpę (Žr. Tarpplanetinė terpė). Erdvę tarp galaktikų užpildo tarpgalaktinė terpė. V. Ya Struve buvo pirmasis, priėjęs prie išvados apie Saulės sistemos, sugeriančios žvaigždžių šviesą, egzistavimą (1847 m.), tačiau jos egzistavimas buvo įrodytas tik XX amžiaus 30-aisiais (amerikiečių astronomas R. Trampleris ir sovietų astronomas B. A. Vorontsovas-Velyaminovas.

Tarpžvaigždinės dujos susideda iš neutralių ir jonizuotų atomų ir molekulių. Didžiąją dalį dujų sudaro vandenilio ir helio atomai (atitinkamai apie 90% ir 10% atomų skaičiaus) su nedideliu deguonies, anglies, neono ir azoto mišiniu (apie 0,01%). Iš molekulių gausiausias yra H 2, susitelkęs debesyse. Be to, yra nedideli kiekiai CH, OH, H 2 O, NH 3, CH 2 O ir kitų organinių ir neorganinių molekulių. Tarpžvaigždinės dujos beveik tolygiai susimaišo su tarpžvaigždinėmis dulkėmis, kurias sudaro dalelės, kurių matmenys 10 -4 -3 10 -6 cm. Mažos dalelės susideda iš Fe, SiO 2, didesnės turi iš dalies grafito šerdis, galbūt su geležies mišiniu, ir užšalusių dujų CH 4, NH 3, H 2 O ir kt. Elipsinėse galaktikose dujų ir dulkių beveik visiškai nėra, o S tipo spiralinėse galaktikose a , S a b sudaro atitinkamai apie 1%, 3%, 10% galaktikos masės, o netaisyklingose ​​galaktikose - vidutiniškai 16%. Tarpžvaigždinės dujos ir dulkės yra labai koncentruotos link galaktikų plokštumos, sudarydamos diską, kurio storis vidutiniškai siekia kelis šimtus ps, didėja link periferijos kartais iki kelių KPS. Dujų koncentracija diskuose yra vidutiniškai 1 arba keli atomai viename cm 3(tankis apie 10-24 g/cm3); Už disko ir jo kraštuose dujų tankis yra daug mažesnis. Spiralinėse galaktikose didžioji dalis dujų ir dulkių yra susitelkusios spiralinėse atšakose (šakose): dujų tankis tarp galaktikos atšakų yra 3-10 kartų mažesnis nei atšakose. Ginkluose apie 80–90% dujų yra susitelkę tarpžvaigždiniuose debesyse, kurie dažnai susijungia į dujų ir dulkių kompleksus, esančius daugiausia vidinėje (įgaubtoje) spiralės pečių pusėje. Tarpžvaigždinių debesų parametrai itin įvairūs.

Mūsų galaktikoje tarpžvaigždinių debesų skersmenys paprastai yra 5-40 ps, atomų koncentracija juose yra nuo 2 iki 100 1 cm 3, temperatūra 20-100 K. Debesys užima apie 10% Galaktikos disko tūrio. Dujos ir dulkės M. s. kartu su žvaigždėmis jie juda galaktikų diske aplink jo centrą artimomis apskritimo orbitomis, kurių vidutinis greitis yra 100–200 km/sek. Atskiri tarpžvaigždinių dujų debesys turi savo (ypatingą) greitį, kurio vidutinė vertė yra 10 km/sek, kartais siekia 50-100 km/sek. Galaktikos vainikinėje dujos nukrenta į galaktikos plokštumą dešimčių ir šimtų (iki 200) greičiu. km/sek; Šių dujų kilmė nėra aiški. Atomų koncentracija tarp debesų yra 0,02–0,2 1 cm 3, temperatūra 7-10 tūkst K.

Debesyse labai silpnai jonizuojasi vandenilis, helis ir kiti elementai, kurių jonizacijos potencialas didesnis nei vandenilio, o tarp debesų vandenilio jonizacija siekia kelias dešimtis procentų. Likę elementai yra pavieniui jonizuojami žvaigždžių šviesos. Tokie debesys ir terpė tarp jų vadinami HI (neutralaus vandenilio) sritimis ir užima didžiąją galaktikų disko dalį. Aplink karštas O klasės žvaigždes vandenilis yra labai (iki 99%) jonizuojamas ultravioletinių spindulių. Tokios sritys vadinamos HII (jonizuoto vandenilio) sritimis arba Strömgren zonomis. HII regionų temperatūra siekia 6000-8000 K, jų dydžiai, priklausomai nuo žvaigždės temperatūros ir dujų tankio, skiriasi nuo frakcijų ps iki kelių dešimčių, o išskirtiniais atvejais – iki šimtų ps. Paprastai aplink karštas žvaigždes stebimi ne tik jonizuoti tarpžvaigždiniai debesys, bet ir daug tankesni difuziniai ūkai, kuriuose koncentracija siekia dešimtis ir šimtus atomų 1 cm 3. Galbūt tai yra tankaus komplekso, iš kurio susidarė karštos žvaigždės, liekanos. Tokie HII regionai palaipsniui plečiasi veikiami karštų dujų. Jei tokio regiono kelyje yra sutankinimas, priklausantis HI sričiai, tai HII srities riba apeina šį sutankinimą, atidengdama jį iš visų pusių. Taip susidaro tamsios (šviečiančių HII sričių fone) šaltos tankios HI sritys, turinčios pailgų virvių (vadinamųjų dramblių kamienų) arba sferinių krešulių (globulių) formą. HII sričių spektre yra ryškios vandenilio linijos ir uždraustos deguonies, azoto, sieros ir kai kurių kitų elementų linijos, taip pat silpnas ištisinis spektras. Radijo diapazone šios sritys šviečia ištisiniame spektre ir vandenilio bei helio linijose, kurios atsiranda kvantinių perėjimų tarp labai aukštų energijos lygių metu. HI regionuose dujos nešviečia optiniuose spinduliuose. Jis tiriamas pagal šviesos sugerties linijas iš žvaigždžių, esančių už šių regionų. Ypač daug informacijos suteikia ultravioletinėje srityje esančios ir iš kosminių zondų stebimos atomų ir jonų rezonansinės sugerties linijos. Informacija apie neutralų vandenilį Galaktikoje ir kitose galaktikose, apie jo pasiskirstymą ir judėjimą gaunama stebint neutralaus vandenilio radijo linijas, kurių bangos ilgis 21 cm. Tačiau šioje linijoje išsiskiria tik nedidelė HI regionų dujų šiluminės energijos dalis. Didžiąją dalį energijos išskiria HI sritys, esančios O atomų, C, Si, Fe jonų ir kitų infraraudonųjų spindulių spektro linijose.

Vidutinis dulkių tankis galaktikos diske yra 10–26 g/cm(0,01 dujų tankis). Šios dulkės sugeria žvaigždžių šviesą, o mėlyni spinduliai yra stipresni nei raudonieji. Todėl dėl dulkių tolimų žvaigždžių šviesa matoma ne tik susilpnėjusi, bet ir raudonesnė. Dulkių buvimas neleidžia stebėti žvaigždžių, esančių Galaktikos plokštumoje didesniu nei 3 atstumu. KPS nuo Žemės. Tankūs dujų ir dulkių debesys, sugeriantys šviesą, atrodo tamsūs šviesiame Paukščių Tako fone. Tamsūs dujų ir dulkių debesys dar ryškiau išsiskiria, jei jie projektuojami į šviesų ūką. Prie pakankamai ryškių žvaigždžių (daugiausia B klasės) dulkės pakankamai apšviestos, kad jas būtų galima nufotografuoti iš Žemės; tokie šviesūs debesys vadinami atspindžio ūkais. Dujų ir dulkių sluoksnis kitose galaktikų pakraščiuose matomas kaip tamsi juostelė (žr., pvz., serga. ). Tarpžvaigždinės dulkių grūdeliai yra nesferinės formos ir yra orientuoti vidutiniškai tam tikru būdu, palyginti su Galaktikos magnetiniu lauku, kuris sukelia žvaigždžių šviesos poliarizaciją.

Didelių dujų ir dulkių kompleksų masės siekia dešimtis ir šimtus tūkstančių saulės masių. Jų centrinėse dalyse temperatūra labai žema (kartais tik 5-6 K), atomų koncentracija iki šimtų per 1 cm 3 ir daugiau. Dulkių tankis juose yra daugiau nei 1/100 dujų tankio. Pastaroji aplinkybė susidarė dėl to, kad esant žemai temperatūrai ir dideliam tankiui, susidaro ir prilimpa dulkių dalelės molekulės, įskaitant ir daugiaatomes. Tokiose vietose gali susidaryti žvaigždės. Šiuo atžvilgiu svarbu, kad centrinėse kompleksų dalyse būtų stebimi kompaktiški objektai (maždaug 10 15 dydžio). cm ir mažiau), iš kurių gali susidaryti žvaigždės (žr. Protosžvaigždės) ir planetos. Jie labai intensyviai spinduliuoja OH, H 2 O ir kitų molekulių radijo linijose, kurių spinduliavimo pobūdis kartais panašus į lazerių.

Dalelės, sudarančios kosminius spindulius ir turinčios didžiulę energiją – nuo ​​10 6 iki 10 20 ev, M. p. daug mažiau nei kitų jo komponentų, tačiau jų bendra energija yra 1 cm 3 yra apie 1 ev, tai yra, viršija tarpžvaigždinių dujų šiluminių judėjimų energiją. Didelės energijos kosminiai spinduliai silpnai sąveikauja su dujomis ir dulkėmis, retkarčiais sukeldami juose branduolines reakcijas. Mažiau energingos dalelės (10 6-10 7 ev) gali šildyti ir jonizuoti tarpžvaigždines dujas; jie yra vienas iš pagrindinių HI regionų šildymo šaltinių. Tarpžvaigždinio magnetinio lauko stiprumas mažas (10 5 kartus silpnesnis už Žemės magnetinį lauką), tačiau jo energija apytiksliai prilygsta kosminių spindulių energijai. Todėl kosminių spindulių slėgis ir magnetinis laukas vaidina svarbų vaidmenį magnetizmo dinamikoje. Elektromagnetiniai kvantai MS. turi dažnius nuo radijo diapazono iki kietosios gama spinduliuotės. Didžiausią poveikį tarpžvaigždinėms dujoms ir dulkėms daro optiniai, ultravioletiniai ir minkštieji rentgeno spinduliai (kurių fotonų energija mažesnė nei 1 kev). Pastarieji iš dalies yra iš tarpgalaktinės erdvės, o iš dalies atsiranda rentgeno šaltiniuose galaktikos viduje ir sukelia (kartu su kosminiais spinduliais) HI regionų šildymą ir dalinę jonizaciją. Optiniai ir ultravioletiniai kvantai MS. yra galaktikos žvaigždžių spinduliuotės rezultatas.

Galaktikose tarp magnetų vyksta nuolatiniai medžiagų mainai. ir žvaigždės. M. s. tarnauja kaip medžiaga žvaigždžių formavimuisi, o žvaigždės savo ruožtu išmeta dalį medžiagos į žvaigždžių sistemą, kartu suteikdamos dujoms kinetinę energiją. Taip nutinka ir ramioje žvaigždžių vystymosi stadijoje, ir jų evoliucijos pabaigoje, kai žvaigždės nusimeta savo apvalkalą, suformuodamos planetinį ūką arba sprogsta kaip supernova (žr. Supernovos). Vyksta nuolatinė medžiagų cirkuliacija, kurioje dujų kiekis M. s. palaipsniui išsenka. Visų pirma, pastaroji aplinkybė paaiškina, kad elipsinėse galaktikose nėra dujų, o netaisyklingose ​​galaktikose jų yra daug: čia jų yra mažiausiai. Kadangi vykstant žvaigždžių evoliucijai ir ypač supernovų sprogimams, branduolinės reakcijos keičia cheminę dujų sudėtį, laikui bėgant kinta magnio sudėtis, taigi ir iš jo susidariusių žvaigždžių sudėtis. Be to, tarp galaktikos branduolių ir žvaigždžių vyksta dujų mainai.

Lit.: Pikelner S.B., Tarpžvaigždinės terpės fizika, M., 1959; Kaplan S. A., Pikelner S. B., Tarpžvaigždinė aplinka, M., 1963; Grinberg M., Tarpžvaigždinės dulkės, vertimas iš anglų kalbos, M., 1970; Kosminių dujų dinamika, [vertimas iš anglų kalbos], M., 1972; Bakulinas P.I., Kononovičius E.V., Morozas V.I., Bendrosios astronomijos kursas, M., 1970 m.; Martynov D, Ya., Bendrosios astrofizikos kursas, M., 1971; Aller L., Astrophysics, vertimas iš anglų kalbos, t. 2, M., 1957.

S. B. Pikelner, N. G. Bochkarev.

Didžioji sovietinė enciklopedija. - M.: Tarybinė enciklopedija. 1969-1978 .

Pažiūrėkite, kas yra „Tarpžvaigždinė terpė“ kituose žodynuose:

Medžiaga, kuri užpildo erdvę tarp žvaigždžių galaktikų viduje. Medžiaga erdvėje tarp galaktikų vadinama. tarpgalaktinis aplinka (žr. Galaktikų spiečius. Tarpgalaktinės dujos). Dujos apvalkaluose aplink žvaigždes (žvaigždiniai apvalkalai) dažnai... ... Fizinė enciklopedija

Apima retąsias medžiagas (dujas, dulkes), elektromagnetinę spinduliuotę, kosminius spindulius, neutrinus ir kitas medžiagas, kurios užpildo erdvę tarp žvaigždžių mūsų galaktikoje ir kitose galaktikų. Tarpžvaigždinės terpės tankis 10–24 10–26 g/cm3 ... Enciklopedinis žodynas

Vietos tarpžvaigždinio debesies žemėlapis Tarpžvaigždinės terpės (ISM) materija ir laukai, užpildantys tarpžvaigždinę erdvę galaktikų viduje ... Wikipedia

Apima išretintas vanduo (dujos, dulkės), el. mag. radiacija, kosminė spinduliai, neutrinai ir kitos medžiagos, užpildančios erdvę tarp mūsų galaktikos ir kitų galaktikų žvaigždžių. Tankis M.s. 10 24 10 26G/CM3 … Gamtos mokslas. Enciklopedinis žodynas

Tarpžvaigždinės dulkės yra kietos mikroskopinės dalelės, kartu su tarpžvaigždinėmis dujomis, užpildančios erdvę tarp žvaigždžių. Šiuo metu manoma, kad dulkių grūdeliai turi ugniai atsparią šerdį, kurią supa organinės medžiagos arba ledinis apvalkalas.... ... Wikipedia

Kietosios dalelės, kurių dydis svyruoja nuo tūkstantųjų iki kelių tūkstantųjų. dešimtųjų mikronų. Magnetinių laukų pasiskirstymas Galaktikoje koreliuoja su tarpžvaigždinių dujų pasiskirstymu; Dulkių ir dujų turinio (masės) santykis yra vid. 0,01. Dulkių dalelės veikia...... Fizinė enciklopedija

Tarpžvaigždinis skrydis – tai kelionė tarp žvaigždžių pilotuojamomis transporto priemonėmis arba automatinėmis stotimis. Keturios automatinės stotys Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 pasiekė trečiąjį pabėgimo greitį ir paliko saulės... ... Vikipedija

Keliaukite tarp žvaigždžių pilotuojamomis transporto priemonėmis arba automatinėmis stotimis. Erdvėlaivių skrydžiai mokslinėje fantastikoje užima reikšmingą vietą. Keturios automatinės stotys Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 pasiekė trečią... ... Vikipedija

Tarpžvaigždiniai skrydžiai tarp žvaigždžių keliauja pilotuojamomis transporto priemonėmis arba automatinėmis stotimis. Erdvėlaivių skrydžiai mokslinėje fantastikoje užima reikšmingą vietą. Keturios automatinės stotys Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2... ... Vikipedija

- (matomas kolektoriaus laukas) Bussard tarpžvaigždinis sraigtasparnis... Vikipedija

Tikėtina, kad pirmieji nežemiški objektai, kurie senovėje patraukė žmogaus dėmesį, buvo Saulė ir Mėnulis. Priešingai gerai žinomam pokštui, kad Mėnulis yra naudingesnis už Saulę, nes šviečia naktį, o dieną jau šviesus, pagrindinis Saulės vaidmuo buvo pastebėtas žmonių dar primityvioje eroje, ir tai atsispindėjo beveik visų tautų mitai ir legendos.

Klausimas, kokia yra žvaigždžių prigimtis, akivaizdžiai iškilo daug vėliau. Pastebėję klajojančias žvaigždes – planetas, žmonės galbūt pirmą kartą pabandė analizuoti įvairių reiškinių tarpusavio ryšį, nors taip atsiradusi astrologija žinias pakeitė prietarais. Įdomu, kad astronomija, vienas bendriausių gamtos mokslų, žengė pirmuosius žingsnius ant netvirtos klaidų žemės, kurių atgarsiai siekia net iki šių dienų.

Šių klaidingų nuomonių priežastis nesunku suprasti, jei atsižvelgsime į tai, kad pirmasis dangaus mokslo raidos etapas tiesiogine to žodžio prasme buvo pagrįstas kontempliacija ir abstrakčiu mąstymu, kai astronominių instrumentų praktiškai nebuvo. Juo labiau nuostabu, kad šis etapas puikiai baigėsi nemirtingu Koperniko sukūrimu – pirmąja ir svarbiausia astronomijos revoliucija. Prieš tai atrodė akivaizdu, kad tai, kas stebima, matoma, sutampa su tikru, tikrai egzistuojančiu, tai kopijuoja. Kopernikas pirmasis įrodė, kad tikrasis gali radikaliai ir iš esmės skirtis nuo matomo.

Kitą ne mažiau lemiamą žingsnį žengė didysis Galilėjus, sugebėjęs pamatyti tai, ko nepastebėjo net toks subtilus stebėtojas kaip Aristotelis. Būtent Galilėjus pirmasis suprato, kad, priešingai nei akivaizdu, kūno judėjimo procesas nereiškia nuolatinės kito kūno įtakos jam. Galilėjaus atrastas inercijos principas leido Niutonui suformuluoti dinamikos dėsnius, kurie. buvo šiuolaikinės fizikos pagrindas.

Jei Galilėjus padarė savo ryškiausią atradimą mechanikos srityje – ir tai vėliau atnešė milžinišką naudą astronomijai – tai pats dangaus mokslas jam yra skolingas naujos raidos eros – teleskopinių stebėjimų eros – pradžia.

Astronomijos teleskopo naudojimas, visų pirma, nepamatuojamai padidino tyrimams prieinamų objektų skaičių. Giordano Bruno taip pat kalbėjo apie daugybę saulių pasaulių. Paaiškėjo, kad jis buvo teisus: žvaigždės yra svarbiausi Visatoje esantys objektai, juose sutelkta beveik visa kosminė medžiaga. Tačiau žvaigždės nėra tik masės ir energijos rezervuarai. Tai termobranduoliniai katilai, kuriuose vyksta sunkiųjų elementų atomų susidarymo procesas, be kurio būtų sudėtingiausi materijos evoliucijos etapai, dėl kurių Žemėje atsirado floros, faunos, žmonių ir galiausiai žmonių civilizacijos. nebuvo įmanoma.

Tobulėjant teleskopams ir elektromagnetinės spinduliuotės fiksavimo būdams, astronomai gali prasiskverbti į vis tolimesnius kosmoso kampelius Ir tai ne tik praplečia mums žinomo pasaulio geometrinį horizontą: tolimesni objektai skiriasi ir amžiumi, todėl dalis. mums žinomos Visatos, kuri paprastai vadinama metagalaktika, turi daug informacijos apie raidos istoriją, kitaip tariant, apie Visatos raidą Šiuolaikinė astronomija buvo praturtinta pasaulių vystymosi doktrina kadaise biologija buvo praturtinta Darvino mokymu. Tai jau aukštesnis perėjimo etapas – nuo ​​matomo prie tikro, nes iš to, kas matoma šiandien, mes suprantame tolimos praeities reiškinių esmę ir galime numatyti ateitį!

Neseniai astronomijoje atsirado dar vienas svarbus perėjimas nuo stebimo prie tikro. Pats stebėjimas dabar tapo daugelio astronomų nuosavybe, apsiginklavusia moderniausiomis technologijomis, kurios išnaudoja menkiausias fizinių dėsnių užglaistose slypinčias galimybes ir leidžia išplėšti jo paslaptis iš gamtos. Tačiau prasiskverbimas į mums vis dar nežinomą tikrovę yra ne tik supratimas apie tai, kas sukasi aplink ką, ir net ne kas yra judėjimo priežastis ar kaip tam tikri kūnai atrodė nuo neatmenamų laikų, bet kažkas daug daugiau. Tai žinios apie erdvės ir laiko, kaip visumos, savybes, tokio masto, kuris nėra prieinamas mūsų tiesioginiam suvokimui ir kontempliacijai.

Erdvė tarp žvaigždžių, išskyrus atskirus ūkus, atrodo tuščia. Tiesą sakant, visa tarpžvaigždinė erdvė užpildyta materija. Tokią išvadą mokslininkai padarė XX amžiaus pradžioje. Šveicarų astronomas Robertas Trumpleris pakeliui pas žemiškąjį stebėtoją atrado žvaigždžių šviesos sugertį (silpnėjimą). Be to, jo susilpnėjimo laipsnis priklauso nuo žvaigždės spalvos. Mėlynųjų žvaigždžių šviesa sugeriama intensyviau nei iš raudonų žvaigždžių. Taigi, jei žvaigždė skleidžia vienodą energijos kiekį mėlynais ir raudonais spinduliais, tai dėl šviesos sugerties mėlynieji spinduliai susilpnėja labiau nei raudonieji ir iš Žemės žvaigždė atrodo rausva.

Medžiaga, sugerianti šviesą, erdvėje nepasiskirsto tolygiai, o turi nešvarią struktūrą ir koncentruojasi Paukščių Tako link. Tamsūs ūkai, tokie kaip Coalsack ir Horsehead ūkai, yra didesnio tankio sugeriančios tarpžvaigždinės vietos.

medžiaga ir ji susideda iš mažyčių dalelių – dulkių dalelių. Dabar gana gerai ištirtos dulkių grūdelių fizinės savybės.

Be dulkių, tarp žvaigždžių yra daug nematomų, šaltų dujų. Jo masė yra beveik šimtą kartų didesnė už dulkių masę. Kaip tapo žinoma apie šių dujų egzistavimą? Paaiškėjo, kad vandenilio atomai skleidžia radijo bangas, kurių bangos ilgis yra 21 cm. Taip buvo atrasti atominio neutralaus vandenilio debesys.

Tipiškas atominio neutralaus vandenilio debesis turi apie 70 K (-200 °C) temperatūrą ir mažą tankį (kelios dešimtys atomų viename kubiniame centimetre erdvės). Nors tokia terpė laikoma debesimi, žemiečiui tai – gilus vakuumas, milijardą kartų retesnis už vakuumą, susidarantį, pavyzdžiui, televizoriaus kineskope. Vandenilio debesų dydžiai svyruoja nuo 10 iki 100 pc (palyginimui: žvaigždės viena nuo kitos yra vidutiniškai 1 pc atstumu).

Vėliau buvo atrasti dar šaltesni ir tankesni molekulinio vandenilio debesys, visiškai nepermatomi matomai šviesai. Būtent čia koncentruojasi didžioji dalis šaltų tarpžvaigždinių dujų ir dulkių. Šie debesys yra maždaug tokio pat dydžio kaip atominio vandenilio regionai, tačiau jų tankis yra šimtus ir tūkstančius kartų didesnis. Todėl dideliuose molekuliniuose debesyse gali būti didžiulė materijos masė, pasiekianti šimtus tūkstančių ir net milijonus saulės masių. Molekuliniai debesys, daugiausia sudaryti iš vandenilio, taip pat turi daug sudėtingesnių molekulių, įskaitant paprasčiausius organinius junginius. Dalis tarpžvaigždinės medžiagos įkaista iki labai aukštų temperatūrų ir „švyti“ ultravioletiniuose bei rentgeno spinduliuose. Rentgeno spindulių diapazone išsiskiria karščiausios dujos, kurių temperatūra siekia apie milijoną laipsnių. Tai yra vainikinės dujos, pavadintos saulės vainikinėje įkaitintų dujų vardu. Koroninės dujos turi labai mažą tankį: maždaug vienas atomas kubiniame decimetre erdvės.

Dėl galingų sprogimų – supernovų sprogimų susidaro karštos išretintos dujos. Iš sprogimo vietos tarpžvaigždinėmis dujomis sklinda smūginė banga ir įkaitina dujas iki aukštos temperatūros, kuriai esant jos tampa rentgeno spinduliuotės šaltiniu. Koroninės dujos taip pat buvo aptiktos erdvėje tarp galaktikų.

Taigi, pagrindinis tarpžvaigždinės terpės komponentas yra dujos, susidedančios iš atomų ir molekulių. Jis susimaišęs su dulkėmis, turinčiomis apie 1% tarpžvaigždinės medžiagos masės, į ją prasiskverbia greiti elementariųjų dalelių srautai – kosminiai spinduliai – ir elektromagnetinė spinduliuotė, kurią taip pat galima laikyti tarpžvaigždinės terpės komponentais. Be to, tarpžvaigždinė terpė pasirodė šiek tiek įmagnetinta.

Magnetiniai laukai yra sujungti su tarpžvaigždinių dujų debesimis ir juda kartu su jais. Šie laukai yra maždaug 100 tūkstančių silpnesni už Žemės magnetinį lauką. Tarpžvaigždiniai magnetiniai laukai prisideda prie tankiausių ir šalčiausių dujų debesų, iš kurių kondensuojasi žvaigždės, susidarymo. Kosminių spindulių dalelės taip pat reaguoja į tarpžvaigždinį magnetinį lauką: juda jo lauko linijomis spiralinėmis trajektorijomis, tarsi vingiuoja aplink jas. Šiuo atveju elektronai, sudarantys kosminius spindulius, skleidžia radijo bangas. Ši vadinamoji sinchrotroninė spinduliuotė generuojama tarpžvaigždinėje erdvėje ir patikimai stebima radijo diapazone.

DUJŲ ŪKAS

Stebėjimai teleskopais leido danguje aptikti daugybę silpnai šviečiančių dėmių – šviesos ūkų. Sistemingas ūkų tyrimas prasidėjo XVIII a. Viljamas Heršelis. Jis suskirstė juos į baltus ir žalsvus. Didžiąją daugumą baltųjų ūkų sudaro daugybė žvaigždžių – tai žvaigždžių spiečiai ir galaktikos, o kai kuriuos, kaip paaiškėjo, jungia gretimų žvaigždžių dulkės, kurios atspindi šalia esančių žvaigždžių šviesą – tai atspindintys ūkai. Paprastai tokio ūko centre matoma ryški žvaigždė. Tačiau žalsvi ūkai yra ne kas kita, kaip tarpžvaigždinių dujų švytėjimas.

Ryškiausias danguje esantis dujų ūkas yra Didysis Oriono ūkas. Jis matomas per žiūronus, o esant geram regėjimui, jį galima pamatyti plika akimi – tiesiai po trimis žvaigždėmis, esančiomis vienoje linijoje, sudarančiomis Oriono juostą. Atstumas iki šio ūko yra apie 1000 šviesmečių.

Dėl ko švyti tarpžvaigždinės dujos? Juk oras, prie kurio esame įpratę, yra skaidrus ir neskleidžia šviesos. Mėlynas dangus virš galvos šviečia saulės šviesa, išsklaidyta ant oro molekulių. Naktį dangus tamsėja. Tačiau kartais vis tiek galite pamatyti oro švytėjimą, pavyzdžiui, per perkūniją, kai žaibas įvyksta veikiant elektros iškrovai. Šiaurinėse platumose ir Antarktidoje dažnai stebimos pašvaistės – įvairiaspalvės juostelės ir blyksniai danguje. Abiem atvejais oras skleidžia šviesą ne pats, o veikiamas greitų dalelių srauto. Elektronų srautas sukuria žaibo blyksnį, o energetinių dalelių patekimas į Žemės atmosferą iš radiacijos juostų, esančių netoli Žemės erdvėje, sukuria auroras.

Panašiai spinduliavimas vyksta neoninėse ir kitose dujinėse lempose: elektronų srautas bombarduoja dujų atomus ir priverčia juos švyti. Priklausomai nuo to, kokios dujos yra lempoje, jų slėgis ir į lempą tiekiama elektros įtampa, keičiasi skleidžiamos šviesos spalva.

Procesai, dėl kurių sklinda šviesa, taip pat vyksta tarpžvaigždinėse dujose, tačiau jie ne visada susiję su dujų bombardavimu greitosiomis dalelėmis.

Kaip atsiranda tarpžvaigždinių dujų švytėjimas, galima paaiškinti naudojant atominio vandenilio pavyzdį. Vandenilio atomą sudaro branduolys (protonas), turintis teigiamą elektros krūvį, ir aplink jį besisukantis neigiamai įkrautas elektronas. Jie yra sujungti vienas su kitu elektros traukos būdu. Išleidę tam tikrą energijos kiekį, jie gali būti atskirti. Šis atskyrimas veda prie atomo jonizacijos. Tačiau elektronai ir branduoliai gali vėl susijungti vienas su kitu. Kiekvieną kartą, kai dalelės susijungia, energija bus išleista. Jis skleidžiamas tam tikros spalvos, atitinkančios tam tikrą energiją, šviesos dalies (kvantinės) pavidalu.

Taigi, kad dujos galėtų spinduliuoti, reikia jonizuoti atomus, iš kurių jos susideda. Tai gali įvykti dėl susidūrimų su kitais atomais, tačiau dažniau jonizacija įvyksta, kai dujų atomai sugeria ultravioletinės spinduliuotės kvantus, pavyzdžiui, iš netoliese esančios žvaigždės.

Jei karšta mėlyna žvaigždė įsiliepsnoja šalia neutralaus vandenilio debesies, tada, jei debesis yra pakankamai didelis ir masyvus, debesies atomai sugers beveik visus žvaigždės ultravioletinius kvantus. Aplink žvaigždę susidaro jonizuoto vandenilio sritis. Išsiskyrę elektronai sudaro apie 10 tūkstančių laipsnių temperatūros elektronines dujas. Atvirkštinį rekombinacijos procesą, kai laisvąjį elektroną pagauna protonas, lydi išleistos energijos pakartotinis išskyrimas šviesos kvantų pavidalu.

Šviesą skleidžia ne tik vandenilis. Kaip buvo tikima XIX amžiuje, žalsvų ūkų spalvą lemia tam tikro „dangiškojo“ cheminio elemento, vadinamo ūku, spinduliavimas (iš lotynų kalbos ūkas – „ūkas“). Vėliau buvo nustatyta, kad deguonis švyti žaliai. Dalis elektronų dujų dalelių judėjimo energijos išleidžiama deguonies atomų sužadinimui, t.y. e. perkelti elektroną atome į toliau nuo branduolio esančią orbitą. Kai elektronas grįžta į stabilią orbitą, deguonies atomas turi skleisti žalios šviesos kvantą. Antžeminėmis sąlygomis jis neturi laiko tai padaryti: dujų tankis yra per didelis, o dažni susidūrimai „iškrauna“ sužadintą atomą. O itin retoje tarpžvaigždinėje terpėje nuo vieno susidūrimo iki kito praeina pakankamai laiko, kad elektronas atliktų šį draudžiamą perėjimą, o deguonies atomas į kosmosą pasiųstų žalios šviesos kvantą. Azoto, sieros ir kai kurių kitų elementų emisija vyksta panašiai.

Taigi jonizuotų dujų sritis aplink karštas žvaigždes gali būti laikoma „mašina“, kuri žvaigždės ultravioletinę spinduliuotę paverčia labai intensyvia spinduliuote, kurios spektre yra įvairių cheminių elementų linijų. O dujų ūkų spalva, kaip vėliau paaiškėjo, yra skirtinga: jie yra žalsvos, rausvos ir kitų spalvų bei atspalvių – priklausomai nuo dujų temperatūros, tankio ir cheminės sudėties.

Kai kurios žvaigždės, esančios paskutinėse evoliucijos stadijose, palaipsniui išmeta savo išorinius sluoksnius, kurie lėtai plečiasi ir sudaro šviečiančius ūkus. Stebint per teleskopus, šie ūkai primena planetų diskus, todėl jie vadinami planetiniais. Kai kurių iš jų centre galite pamatyti mažas, labai karštas žvaigždes. Besiplečiantys dujų ūkai atsiranda ir kai kurių masyvių žvaigždžių gyvavimo pabaigoje, kai jos sprogsta kaip supernovos; šiuo atveju žvaigždės visiškai sunaikinamos, išsklaidydamos savo materiją tarpžvaigždinėje erdvėje. Šioje medžiagoje gausu sunkiųjų elementų, susidariusių per branduolines reakcijas, vykusias žvaigždės viduje, ir ateityje ji bus medžiaga naujoms žvaigždžių ir planetų kartoms.

Kas vyksta mūsų galaktikos centre?

Centrinis Paukščių Tako regionas daugelį dešimtmečių traukė astronomų dėmesį. Iš jo į Žemę tik 25 tūkst. šviesmečių, o nuo kitų galaktikų centrų mus skiria milijonai šviesmečių, todėl yra pagrindo tikėtis, kad būtent mūsų Galaktikos centrą bus galima ištirti išsamiau. Tačiau ilgą laiką nebuvo įmanoma tiesiogiai stebėti šio regiono, nes jį slepia dideli tankūs dujų ir dulkių debesys. Nors atradimai, padaryti stebint rentgeno ir gama spindulius, tikrai yra svarbūs, plačiausiai ir vertingiausi galaktikos centro spektroskopiniai tyrimai buvo atlikti infraraudonųjų spindulių ir radijo juostose, kuriose jis pirmą kartą buvo pastebėtas. 21 cm bangos ilgio atominio vandenilio spinduliuotė buvo ištirta gana išsamiai. Tuose Paukščių Tako regionuose, kur tarpžvaigždinių dujų debesys nėra labai tankūs ir kur ultravioletinė spinduliuotė nėra labai intensyvi, vandenilis daugiausia yra izoliuotų elektriškai neutralių atomų pavidalu; Būtent aiškiai matomi atominio vandenilio radijo signalai buvo detaliai suplanuoti, siekiant nustatyti mūsų galaktikos struktūrą.

Daugiau nei 1000 šviesmečių atstumu nuo Galaktikos centro atominio vandenilio emisija suteikia patikimų duomenų apie Galaktikos sukimąsi ir jos spiralinių atšakų struktūrą. Jis negali suteikti daug informacijos apie sąlygas netoli Galaktikos centro, nes vandenilis ten daugiausia yra sujungtas į molekules arba jonizuojamas (suskilęs į protoną ir elektroną).

Galingi molekulinio vandenilio debesys slepia Galaktikos centrą ir tolimiausius objektus, esančius Galaktikos plokštumoje. Tačiau mikrobangų ir infraraudonųjų spindulių teleskopai leidžia stebėti ir šiuos debesis, ir tai, kas yra už jų galaktikos centre, be molekulinio vandenilio, debesyse yra daug stabilių anglies monoksido (CO) molekulių, kurioms būdingas ilgiausias bangos ilgis. spinduliuotė yra 3 mm. Ši spinduliuotė praeina per žemės atmosferą ir gali būti aptikta antžeminiais imtuvais; ypač anglies monoksidas tamsiuose dulkių debesyse, todėl jis atlieka naudingą vaidmenį nustatant jų dydį ir tankį. Matuojant Doplerio poslinkį (signalo dažnio ir bangos ilgio pokytį, kurį sukelia šaltinis judant pirmyn arba atgal stebėtojo atžvilgiu), galima nustatyti debesų judėjimo greitį.

Įprastai tamsūs debesys yra gana šalti – jų temperatūra siekia apie 15 K (-260 °C), todėl juose esantis anglies monoksidas yra mažos energijos būsenos ir skleidžia santykinai žemus dažnius – milimetrų diapazone. Kai kurios medžiagos netoli Galaktikos centro yra aiškiai šiltesnės. Naudodami Kuiperio astronomijos observatoriją, Kalifornijos universiteto Berklio tyrėjai aptiko energingesnę anglies monoksido emisiją tolimojo infraraudonųjų spindulių regione, o tai rodo, kad dujų temperatūra yra apie 400 K, o tai yra maždaug vandens virimo temperatūra. Šias dujas kaitina ultravioletinė spinduliuotė, sklindanti iš Galaktikos centro, ir, galbūt, smūginės bangos, kylančios per centrą judančių debesų susidūrimų.

Kitose vietose aplink centrą anglies dioksidas yra šiek tiek vėsesnis, o didžioji jo spinduliuotės dalis vyksta esant ilgesniam bangos ilgiui – apie 1 mm. Tačiau net ir čia dujų temperatūra yra keli šimtai kelvinų, tai yra, artima Žemės paviršiaus temperatūrai ir daug aukštesnė nei daugumos tarpžvaigždinių debesų viduje. "Kitos išsamiai ištirtos molekulės yra vandenilio cianidas (HCN), hidroksilas (OH), anglies monosulfidas (CS) ir amoniakas (NH^). Kalifornijos universiteto radijo interferometre buvo gautas didelės skiriamosios gebos HCN emisijos žemėlapis. Žemėlapis rodo, kad yra suskaidytas, nevienalytis šiltų molekulinių debesų diskas, supantis apie 10 šviesmečių pločio „ertmę“ Galaktikos centre. Kadangi diskas yra pasviręs stebėjimo linijos atžvilgiu, ši apvali ertmė atrodo elipsės formos (žr. paveikslėlį žemiau).

Anglies ir deguonies atomai, kai kurie iš jų yra jonizuoti ultravioletiniais spinduliais, sumaišomi diske su molekulinėmis dujomis. Infraraudonųjų ir radijo spindulių spindulių žemėlapiai, atitinkantys jonų, atomų ir įvairių molekulių emisijos linijas, rodo, kad dujų diskas sukasi aplink Galaktikos centrą maždaug 110 km/s greičiu, taip pat, kad šios dujos yra šiltos ir surenkamos atskiri gumulėliai. Matavimai taip pat atskleidė kai kuriuos debesis, kurių judėjimas visiškai neatitinka šio bendro cirkuliacijos modelio; galbūt ši medžiaga čia nukrito iš tam tikro atstumo. Ultravioletinė spinduliuotė iš centrinės srities „pataiko“ į išorinį debesies disko kraštą, sukurdama beveik ištisinį jonizuotos medžiagos žiedą. Centrinėje ertmėje taip pat yra jonizuotų srovių ir dujų gumulėlių.

Kai kurie gana paplitę jonizuoti elementai, įskaitant neoną, kuriame trūksta vieno elektrono, argoną, kuriame trūksta dviejų elektronų, ir sierą, kurioje trūksta trijų elektronų, turi šviesias emisijos linijas, artimas 10 mikronų, infraraudonųjų spindulių spektro dalį, kuriai permatoma Žemės atmosfera. . Taip pat išsiaiškinta, kad iš visų šalia centro esančių elementų vyrauja vieno krūvio jonizuotas neonas, o trigubai įkrauto sieros jono ten praktiškai nėra, kad iš sieros atomo būtų paimti trys elektronai, reikia sunaudoti daug daugiau energijos nei paimti vieną elektroną iš neono atomo; Stebėta medžiagos sudėtis rodo, kad centrinėje srityje ultravioletinės spinduliuotės srautas yra didelis, tačiau jo energija nėra labai didelė. Iš to išplaukia, kad šią spinduliuotę, matyt, sukuria karštos žvaigždės, kurių temperatūra yra nuo 30 iki 35 tūkst. Kelvinas, ir nėra žvaigždžių, kurių temperatūra būtų žymiai aukštesnė už šią.

Spektroskopinė jonų emisijos analizė taip pat suteikė išsamios informacijos apie retųjų medžiagų greitį viduje.

ertmės, kurių skersmuo 10 St. metų aplink centrą. Kai kuriose greičio ertmės dalyse

artimas molekulinių dujų žiedo sukimosi greičiui – apie 110 km/s. Kai kurie debesys šioje srityje juda daug greičiau – maždaug 250 km/s, o kai kurių jų greitis siekia iki 400 km/s.

Pačiame centre buvo aptikta jonizuota medžiaga, judanti iki 1000 km/s greičiu. Ši medžiaga yra susijusi su įdomiu objektų rinkiniu, esančiu netoli ertmės centro, žinomu kaip IRS16, kurį atrado Böcklin ir Negebauer, ieškodami trumpųjų bangų infraraudonosios spinduliuotės šaltinių. Dauguma labai mažų šaltinių, kuriuos jie rado, greičiausiai yra pavienės didžiulės žvaigždės, tačiau IRS16 (16-asis infraraudonųjų spindulių šaltinis jų sąraše) yra kitoks: vėlesni matavimai atskleidė penkis ryškius neįprastus komponentus. Visas šis centrinis regionas – tiek šiltų dujų diskas, tiek vidinė ertmė, matyt, yra ta scena, kurioje neseniai vyko smurtiniai veiksmai. Dujų žiedas arba diskas, besisukantis aplink Galaktikos centrą, dėl greitai ir lėtai judančių medžiagų gumulėlių susidūrimų palaipsniui turėtų virsti vienalyte struktūra. Doplerio poslinkio matavimai rodo, kad atskirų gumulėlių greičių skirtumas molekulinių dujų žiede siekia dešimtis kilometrų per sekundę. Šie gumulėliai turėtų susidurti, o jų pasiskirstymas turėtų būti išlygintas maždaug 100 tūkstančių metų laiko skalėje, ty vieną ar du apsisukimus aplink centrą. Iš to išplaukia, kad per šį laikotarpį dujos patyrė stiprų trikdymą, galbūt dėl ​​energijos išsiskyrimo iš centro arba medžiagos kritimo iš tam tikro atstumo iš išorės, ir susidūrimai tarp gumulėlių vis tiek turi būti stiprūs. pakankamai, kad dujose kiltų smūginės bangos. Šių išvadų pagrįstumą galima patikrinti ieškant tokių bangų „pėdsakų“.

Smūgines bangas galima atpažinti pagal karštų, labai sužadintų molekulių spektrines linijas. Tokios molekulės buvo aptiktos iš Kuiperio astronomijos observatorijos, jos apima hidroksilo radikalus – smarkiai suplėšytus vandens molekulių fragmentus. Taip pat užfiksuota karšto vandenilio molekulių trumpųjų bangų infraraudonoji spinduliuotė; Tai rodo, kad kai kuriose vietose molekulinių dujų debesų temperatūra siekia 2000 K – būtent tokią temperatūrą, kurią gali sukurti smūginės bangos. Koks yra tankių molekulinių dulkių debesų šaltinis šalia centro? Medžiagoje yra sunkiųjų elementų; tai rodo, kad jis susiformavo žvaigždžių viduje, kur susidarę elementai, tokie kaip anglis, deguonis ir azotas, senosios žvaigždės plečiasi ir išskiria didžiulius kiekius medžiagos, o kai kuriais atvejais sprogsta kaip supernovos. Bet kokiu atveju sunkūs elementai metami į tarpžvaigždinę erdvę. Debesų, esančių netoli Galaktikos centro, materija, matyt, buvo kruopščiau „apdorota“ žvaigždžių viduje nei materija, esanti toliau nuo centro, nes kai kurių retų izotopų, kurie susidaro tik žvaigždžių viduje, ypač gausu netoli centro.

Ne visą šią medžiagą sukūrė šalia centro esančios žvaigždės. Galbūt kai kurie debesys buvo pritraukti iš išorės. Trinties ir magnetinių laukų įtakoje medžiaga palaipsniui traukiama link centro, todėl turėtų kauptis šioje srityje.

Dujos dideliame Magelano debesyje.

Švytintys dujiniai ūkai yra vieni gražiausių ir įspūdingiausių objektų Visatoje. 30 Doradus yra ryškiausias ir didžiausias dujinis ūkas iš trijų dešimčių vietinių galaktikų grupių, įskaitant mūsų Galaktiką. Jis turi netaisyklingą formą ir didžiulius matmenis. Nors Didysis ūkas Oriono žvaigždyne matomas plika akimi žvaigždės pavidalu su neryškiu vaizdu. 30 Dorado ūkas danguje užima plotą, prilygstamą saulės ar pilnaties dydžiui, nepaisant to, kad jis yra 100 kartų toliau nuo mūsų nei Oriono ūkas. Jo skersmuo yra apie 1000 šviesmečių, o Oriono ūkas yra tik trys šviesmečiai. Ūko dujos labai jonizuotos: dauguma atomų prarado bent vieną elektroną. Pasirodo, 30 Doradus ūko yra 1500 kartų daugiau jonizuotų dujų nei Oriono ūke. Dujų jonizacija vyksta veikiant ultravioletinei spinduliuotei, kurią skleidžia masyvios, karštos jaunos žvaigždės, esančios ūke.

Dvidešimtasis amžius pagimdė nuostabų mokslą ir technologijas, jie leidžia žmogaus mintims prasiskverbti į Visatos gelmes, tikrai už žinomo pasaulio ribų. Mūsų akiratis ir matomo pasaulio horizontai taip išsiplėtė, kad žmogaus protas, bandantis nusimesti žemiškų išankstinių nusistatymų pančius, vos pajėgia jį įvaldyti. Įvairiose mokslo srityse dirbantys mokslininkai, fiziniais dėsniais bandantys paaiškinti mūsų laikais atrastus paslaptingus objektus, yra įsitikinę, kad nuostabi Visata, kurioje gyvename, mums iš esmės nežinoma. tada dažnai net drąsiausias protas nėra pasirengęs suvokti jo tokiu pavidalu, kokiu jį pateikia gamta. Stebėdamasis naujai atrastų dangaus objektų neįprastumu, turėtume prisiminti, kad per visą žmonijos istoriją nei vienas mokslas nepasiekė tokio fenomenaliai spartaus vystymosi kaip mokslas apie šiuos unikalius objektus. Ir visa tai tiesiogine prasme per pastaruosius dešimtmečius. Patenkindami neišsenkamą žmogaus žinių troškulį, astrofizikai nenuilstamai tyrinėja šių dangaus objektų, kurie meta iššūkį žmogaus protui, prigimtį.

1. S. Dunlop „Žvaigždėtojo dangaus ABC“ (1990)

2. I. Levitt „Anapus žinomo pasaulio“ (1978)

3. John S. Mathis „Neįprastai šviečiantis objektas dideliame Magelano debesyje“ (Mokslo pasaulis. 1984 m. spalis)

4. Charlesas G. Townesas, Reinhardas Hanselis „Kas vyksta mūsų galaktikos centre? (Mokslo pasaulis. 1990 m. birželis)

5.Avanta plius. Astronomija.