Вселенная, по своей сути, почти пустое пространство. Лишь сравнительно недавно удалось доказать, что звезды существуют не в абсолютной пустоте и что космическое пространство не вполне прозрачно. Звёзды занимают лишь малую часть огромной Вселенной. Вещество и поля, заполняющие межзвездное пространство внутри галактик, называют межзвёздной средой (МЗС).
Природа межзвёздной среды столетиями привлекала внимание астрономов и учёных. Термин «межзвёздная среда» впервые был использован Ф.Бэконом в 1626г.
1. ИСТОРИЯ ИССЛЕДОВАНИЙ МЗС
Еще в середине 19 в. российский астроном В.Струве пытался научными методами найти непреложные свидетельства того, что пространство не пустое, и в нем происходит поглощение света далеких звезд, но безуспешно. межзвёздный среда облако газ
Ф.Гартман, У. Пикерингу
В том же 1912-м году В. Гесс открыл космические лучи, энергичные заряженные частицы, которые бомбардируют Землю из космоса. Это позволило заявить некоторым исследователям, что они также наполняют собой межзвёздную среду.
После исследований Гартмана, в 1919 году, Эгер во время изучения линий поглощения на волнах 589,0 и 589,6 нанометров в системах Дельты Ориона и Беты Скорпиона обнаружил в межзвёздной среде натрий.
Робертом Трюмплером, Хендрик ван де Хюлст
С появлением рентгеновских телескопов, устанавливаемых на космических обсерваториях, был обнаружен еще один, наиболее горячий компонент межзвездной среды — очень разреженный газ с температурой в миллионы и десятки миллионов градусов. Ни по оптическим наблюдениям, ни по наблюдениям в радиолиниях этот газ «увидеть» невозможно — среда слишком разрежена и полностью ионизована, но, тем не менее, он заполняет существенную долю объема всей нашей Галактики.
космическая газодинамика
2. ОСНОВНЫЕ СОСТАВЛЯЮЩИЕ МЗС
Межзвёздная среда включает в себя межзвёздный газ, пыль (1 % от массы газа), межзвёздные магнитные поля, межзвёздное облако, космические лучи, а также тёмную материю. Химический состав межзвёздной среды — продукт первичного нуклеосинтеза и ядерного синтеза в звёздах.
2.1 Межзвёздный газ
Межзвёздный газ — это разрежнная газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами. Межзвёздный газ прозрачен. Полная масса межзвёздного газа в Галактике превышает 10 миллиардов масс Солнца или несколько процентов суммарной массы всех звёзд нашей Галактики. Средняя концентрация атомов межзвёздного газа составляет менее 1 атома в смі. Плотность газа в среднем составляет около 10?21 кг/мі. Химический состав примерно такой же, как и у большинства звёзд: он состоит из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжёлых элементов. В зависимости от температуры и плотности межзвёздный газ пребывает в молекулярном, атомарном или ионизованном состояниях. Ультрафиолетовые лучи, в отличие от лучей видимого света, поглощаются газом и отдают ему свою энергию. Благодаря этому горячие звёзды своим ультрафиолетовым излучением нагревают окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность. Более холодный, «невидимый» газ наблюдают радиоастрономическими методами. Атомы водорода в разрежённой среде излучают радиоволны на длине волны около 21 см. Поэтому от областей межзвёздного газа непрерывно распространяются потоки радиоволн. Принимая и анализируя это излучение, учёные узнают о плотности, температуре и движении межзвёздного газа в космическом пространстве.
Давление газа понятие вакуума межзвездный газ
... считать составляющими межзвёздной среды. Кроме того, межзвёздная среда оказалась слегка намагниченной. Магнитные поля связаны с облаками межзвёздного газа и движутся ... туманностей, выглядит пустым. На самом же деле всё межзвёздное пространство заполнено веществом. К такому заключению уч ... такая среда и считается облаком, для землянина это глубокий вакуум, в миллиард раз разреженнее, чем вакуум, ...
2.2 Межзвёздная пыль
Межзвёздная пыль — твёрдые микроскопические частицы, наряду с межзвёздным газом заполняющие пространство между звёзд. В настоящее время считается что пылинки имеют тугоплавкое ядро, окруженное органическим веществом или ледяной оболочкой. Химический состав ядра определяется тем, в атмосфере каких звёзд они сконденсировались. Например в случае углеродных звёзд, они будут состоять из графита и карбида кремния.
Типичный размер частиц межзвездной пыли от 0,01 до 0,2 мкм, полная масса пыли составляет порядка 1 % от полной массы газа. Свет звёзд нагревает межзвёздную пыль до нескольких десятков K, благодаря чему межзвёздная пыль является источником длинноволнового инфракрасного излучения.
Пыль также влияет на химические процессы, проходящие в межзвездной среде: пылевые гранулы содержат тяжелые элементы, которые используются как катализатор в различных химических процессах. Гранулы пыли участвуют и в образовании молекул водорода, что увеличивает темп звездообразования в металло-бедных облаках
2.3 Межзвёздное облако
Межзвёздное облако — общее название для скоплений газа, плазмы и пыли в нашей и других галактиках. Иными словами, межзвёздное облако имеет более высокую плотность, чем средняя плотность межзвёздной среды. В зависимости от плотности, размера и температуры данного облака, водород в нем может быть нейтральным, ионизированным (то есть в виде плазмы) или молекулярным. Нейтральные и ионизованные облака иногда называют диффузными облаками, в то время как молекулярные облака называют плотными облаками.
Анализ состава межзвёздных облаков осуществляется путём изучения их электромагнитного излучения с помощью больших радиотелескопов. Исследуя спектр излучения межзвёздного облака и сопоставляя его со спектром конкретных химических элементов, можно определить химический состав облака.
Обычно около 70 % массы межзвёздного облака составляет водород, оставшаяся часть приходится в основном на гелий. В облаках также присутствуют следы тяжёлых элементов: металлов, таких как кальций, нейтральный или в форме катионов Ca+ (90 %) и Ca++ (9 %), и неорганические соединения, такие как вода, оксид углерода, сероводород, аммиак и цианистый водород.
Аппараты для воздействия на водонефтяные эмульсии магнитным полем
... нефти асфальтены, смолы, нафтены и парафины, являющиеся природными ПАВ [2]. Кроме того, к ним относят мельчайшие твердые частицы веществ ... разрушения стойких эмульсий, имеет место в системах подготовки нефти. 1. Причины образования и свойства нефтяных эмульсий Поскольку ... Ребиндеру [6] заключается в том, что вначале в поле сдвиговых деформаций происходит вытягивание водной глобулы (она приобретает ...
2.4 Космические лучи
Космимческие лучим — элементарные частицы и ядра атомов, движущиеся с высокими энергиями в космическом пространстве. Их основным (но не единственным) источником служат взрывы сверхновых звезд.
Первичными принято называть внегалактические и галактические лучи. Вторичными принято называть потоки частиц, проходящие и трансформирующиеся в атмосфере Земли.
Космические лучи являются составляющей естественной радиации (фоновой радиации) на поверхности Земли и в атмосфере.
Химический спектр космических лучей в пересчете энергии на нуклон более чем на 94 % состоит из протонов, ещё на 4 % — из ядер гелия (альфа-частиц).
Есть также ядра других элементов, но их доля значительно меньше.
По количеству частиц космические лучи на 90 процентов состоят из протонов, на 7 процентов — из ядер гелия, около 1 процента составляют более тяжелые элементы, и около 1 процента приходится на электроны.
2.5 Межзвёздное магнитное поле
Частицы движутся в слабом магнитном поле межзвездного пространства, индукция которого примерно в сто тысяч раз меньше, чем у магнитного поля Земли. Межзвездное магнитное поле, действуя на заряженные частицы с силой, зависящей от их энергии, «запутывает» траектории частиц, и они непрерывно меняют направление своего движения в Галактике. Заряженные частицы, летящие в межзвездном магнитном поле, отклоняются от прямых траекторий под действием силы Лоренца. Их траектории словно «наматываются» на линии магнитной индукции.
3. ФИЗИЧЕСКИЕ ОСОБЕННОСТИ МЗС
— Отсутствие локального термодинамического равновесия (ЛТР) — состояния системы, при котором остаются неизменными по времени макроскопические величины этой системы (температура, давление, объём, энтропия) в условиях изолированности от окружающей среды.
- Тепловая неустойчивость
Условие теплового равновесия может вовсе не выполняться. Существует магнитное поле, которое препятствует сжатию, если только оно не происходит вдоль линий поля. Во-вторых, межзвёздная среда находится в непрерывном движении и её локальные свойства непрерывно меняются, в ней появляются новые источники энергии и исчезают старые. В-третьих, кроме термодинамической неустойчивости существуют гравитационная и магнитогидродинамическая. И это без учёта всякого рода катаклизмов в виде вспышек сверхновых, приливных влияний, проходящих по соседству галактик, или прохождения самого газа через спиральные ветви Галактики.
Запрещенные линии и линия 21 см
запрещённых линиях
радиолиния атомарного водорода 21 см
Исследования радиолинии 21 см позволили установить, что нейтральный водород в галактике в основном заключён в очень тонком, 400 пк толщиной, слое около плоскости Галактики.
Вмороженность магнитного поля.
Вмороженность магнитного поля означает сохранение магнитного потока через любой замкнутый проводящий контур при его деформации. В лабораторных условиях магнитный поток можно считать сохраняющимся в средах с высокой электропроводностью. В пределе бесконечной электропроводности бесконечное малое электрическое поле вызвало бы рост тока до бесконечной величины. Следовательно идеальный проводник не должен пересекать магнитные силовые линии, и таким образом возбуждать электрическое поле, а напротив должен увлекать за собой линии магнитного поля, магнитное поле оказывается как бы вмороженным в проводник.
Спектральная классификация звезд
... состав звезд. Гарвардская спектральная классификация. Особенности звездных спектров. Источники звёздной энергии. Рождение и срок жизни звезд. Гипотезы о причине взрывов звезд. реферат [25,4 ... спектральные классы новых звёзд (молодых). Буквой P - классы спектров планетарных туманностей. Буквой W обозначаются спектры звёзд типа Вольфа-Райе -- очень горячие звёзды, температура превышает звёзды ...
Реальная космическая плазма, далеко не идеальна и вмороженность стоит понимать в том смысле, что требуется очень большое время для изменения потока через контур. На практике это означает, что мы можем считать поле постоянным пока облако сжимается, обращается и т. д.
4. ТУМАННОСТИ
Туманность — участок межзвёздной среды, выделяющийся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба. Туманности состоят из пыли, газа и плазмы.
Первичный признак, используемый при классификации туманностей — поглощение, или же излучение либо рассеивание ими света, то есть по этому критерию туманности делятся на тёмные и светлые.
Деление туманностей на газовые и пылевые в значительной степени условно: все туманности содержат и пыль, и газ. Такое деление исторически обусловлено различными способами наблюдения и механизмами излучения: наличие пыли наиболее ярко наблюдается при поглощении тёмными туманностями излучения расположенных за ними источников и при отражении или рассеивании, или переизлучении, содержащейся в туманности пылью излучения расположенных поблизости или в самой туманности звёзд; собственное излучение газовой компоненты туманности наблюдается при её ионизации ультрафиолетовым излучением расположенной в туманности горячей звезды (эмиссионные области H II ионизированного водорода вокруг звёздных ассоциаций или планетарные туманности) или при нагреве межзвёздной среды ударной волной вследствие взрыва сверхновой или воздействия мощного звёздного ветра звёзд типа Вольфа — Райе.
4.1 Диффузная (светлая) туманность
Диффузная (светлая) туманность — в астрономии, общий термин, используемый для обозначения излучающих свет туманностей. Три типа диффузных туманностей — это отражательная туманность, эмиссионная туманность (разновидностью которой являются протопланетарная, планетарная и область H II) и остаток сверхновой.
Отражательная туманность
Отражательные туманности являются газово-пылевыми облаками, подсвечиваемыми звёздами. Если звезда (звёзды) находится в межзвёздном облаке или рядом с ним, но недостаточно горяча (горячи), чтобы ионизовать вокруг себя значительное количество межзвёздного водорода, то основным источником оптического излучения туманности оказывается свет звёзд, рассеиваемый межзвёздной пылью.
Спектр отражательной туманности такой же, как и у подсвечивающей ее звезды. Среди микроскопических частиц, ответственных за рассеивание света, можно выделить частички углерода (иногда их называют бриллиантовой пылью), а также частицы железа и никеля. Последние две взаимодействуют с галактическим магнитным полем, и поэтому отражённый свет слегка поляризован.
Отражательные туманности обычно имеют синий оттенок, поскольку рассеяние голубого цвета более эффективно, чем красного (именно этим, в частности, объясняется голубой цвет неба).
В настоящее время известно порядка 500 отражательных туманностей, самая известная из которых — вокруг Плеяд (звёздное скопление).
Гигантская красная (спектральный класс M1) звезда Антарес окружена большой красной отражательной туманностью. Отражательные туманности также часто встречаются в местах звёздообразования.
Спектрально двойные звезды
... регулярное смещение спектральных линий все равно выдаст ее истинную двойную природу. Нередко двойственность тесных пар звёзд можно выявить, изучая периодические изменения их блеска. Измерение скоростей звезд двойной системы и ...
В 1922 году Хаббл опубликовал результаты исследований некоторых ярких туманностей. В этой работе Хаббл вывел закон светимости для отражательной туманности, который устанавливает соотношение между угловым размером туманности ( R ) и видимой величиной подсвечивающей звезды (m ):
где — константа, зависящая от чувствительности измерения.
Эмиссионная туманность
планетарные туманности
Планетамрная тумамнность
Процесс образования планетарных туманностей, наряду со вспышками сверхновых, играет важную роль в химической эволюции галактик, выбрасывая в межзвёздное пространство материал, обогащённый тяжёлыми элементами — продуктами звёздного нуклеосинтеза (в астрономии тяжёлыми считаются все элементы, за исключением продуктов первичного нуклеосинтеза Большого взрыва — водорода и гелия, такие как углерод, азот, кислород и кальций).
В последние годы при помощи снимков, полученных космическим телескопом «Хаббл», удалось выяснить, что многие планетарные туманности имеют очень сложную и своеобразную структуру. Несмотря на то, что приблизительно пятая часть из них имеет околосферическую форму, большинство не обладает какой бы то ни было сферической симметрией. Механизмы, благодаря которым возможно образование такого многообразия форм, остаются на сегодняшний день до конца не выясненными. Считается, что большую роль в этом могут играть взаимодействие звёздного ветра и двойных звёзд, магнитного поля и межзвёздной среды.
туманность Гантель
Уильям Хаггинс
Планетарные туманности представляют собой заключительный этап эволюции для многих звёзд. Типичная планетарная туманность имеет среднюю протяжённость в один световой год и состоит из сильно разреженного газа плотностью около 1000 частиц на смі, что пренебрежимо мало в сравнении, например, с плотностью атмосферы Земли, но примерно в 10—100 раз больше, чем плотность межпланетного пространства на расстоянии орбиты Земли от Солнца. Молодые планетарные туманности имеют наибольшую плотность, иногда достигающую 10 6 частиц на смі. По мере старения туманностей их расширение приводит к уменьшению плотности. Большинство планетарных туманностей симметричны и имеют почти сферический вид, что не мешает им иметь множество очень сложных форм. Приблизительно 10 % планетарных туманностей практически биполярны, и лишь малое их число асимметричны. Известна даже прямоугольная планетарная туманность.
Протопланетарная туманность, Область H II
Области H II могут рождать тысячи звёзд за период всего в несколько миллионов лет. В конце концов, взрывы сверхновых и мощный звёздный ветер, исходящий от наиболее массивных звёзд в образовавшемся звёздном скоплении, рассеивают газы этой области, и она превращается в группу наподобие Плеяд.
Эти области получили своё название из-за большого количества ионизированного атомарного водорода, обозначаемого астрономами как H II (область H I — зона нейтрального водорода, а H 2 обозначает молекулярный водород).
Их можно заметить на значительных расстояниях по всей Вселенной, и изучение таких областей, находящихся в других галактиках, важно для определения расстояния до последних, а также их химического состава.
Называется состояние веществ
... газа начнут распадаться на составляющие их атомы, которые затем превращаются в ионы. В состоянии плазмы находится подавляющая часть вещества Вселенной: звезды, галактические туманности и межзвездная среда. Около Земли плазма ... направлении этой силы, что и приводит к текучести жидкости. Твердые тела - агрегатное состояние вещества, характеризующееся стабильностью формы и характером теплового движения ...
туманность Киля
Остаток сверхновой
Остаток сверхновой (англ. S uper N ova R emnant, SNR ) — газопылевое образование, результат произошедшего много десятков или сотен лет назад катастрофического взрыва звезды и превращения её в сверхновую. Во время взрыва оболочка сверхновой разлетается во все стороны, образуя расширяющуюся с огромной скоростью ударную волну, которая и формирует остаток сверхновой . Остаток состоит из выброшенного взрывом звёздного материала и поглощаемого ударной волной межзвёздного вещества.
Вероятно самый красивый и лучше всего исследованный молодой остаток образован сверхновой SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке, вспыхнувшей в 1987 г. Другие хорошо известные остатки сверхновых, это Крабовидная туманность , остаток относительно недавнего взрыва (1054 год), остаток сверхновой Тихо (SN 1572) , получившей имя в честь Тихо Браге, который наблюдал и зафиксировал её первоначальную яркость сразу после вспышки в 1572 г., а также остаток сверхновой Кеплера (SN 1604) , названной в честь Иоганна Кеплера.
4.2 Тёмная туманность
, туманность Конская Голова
Поглощают свет частицы межзвёздной пыли, находящиеся в наиболее холодных и плотных частях молекулярных облаков. Скопления и большие комплексы тёмных туманностей связаны с гигантскими молекулярными облаками (ГМО).
Изолированные тёмные туманности чаще всего бывают глобулами Бока.
Такие облака обладают очень неправильной формой: у них нет чётко очерченных границ, иногда они приобретают закрученные змеевидные образы. Самые большие тёмные туманности видны невооружённым глазом, они выступают как куски черноты на фоне яркого Млечного Пути.
Во внутренних частях тёмных туманностей часто протекают активные процессы: например, рождение звёзд или мазерное излучение.
5. ИЗЛУЧЕНИЕ
Звёздный ветер — процесс истечения вещества из звёзд в межзвёздное пространство.
Вещество, из которого состоят звёзды, при определённых условиях может преодолевать их притяжение и выбрасываться в межзвёздное пространство. Это происходит в том случае, если частица в атмосфере звезды разгоняется до скорости, превышающей вторую космическую скорость для данной звезды. Фактически, скорости частиц, из которых состоит звёздный ветер, составляют сотни километров в секунду.
Звёздный ветер может содержать как заряженные частицы, так и нейтральные.
Звёздный ветер — постоянно происходящий процесс, который приводит к снижению массы звезды. Количественно этот процесс может быть охарактеризован как количество (масса) вещества, которое теряет звезда в единицу времени.
Звёздный ветер может играть важную роль в звёздной эволюции: так как в результате этого процесса происходит уменьшение массы звезды, то от его интенсивности зависит срок жизни звезды.
Звёздный ветер является способом переноса вещества на значительные расстояния в космосе. Помимо того, что он сам по себе состоит из вещества, истекающего из звёзд, он может воздействовать на окружающее межзвёздное вещество, передавая ему часть своей кинетической энергии. Так, форма эмиссионной туманности NGC 7635 «Пузырь» образовалась в результате такого воздействия.
Определение расстояний до звезд и планет
... расстояния до около 6000 звезд. Расстояния до более далеких звезд в астрономии определяют в основном фотометрическим методом. Таблица 1. Двадцать ближайших звезд. №№ п. п. Название звезды Параллакс в секундах дуги Расстояние, ... называемый годичным или тригонометрическим параллаксом звезды, равный половине ее видимого смещения за год, служит для измерения расстояния до нее на основе тригонометрических ...
В случае истечения вещества от нескольких близко расположенных звёзд, дополненного воздействием излучения этих звёзд возможна конденсация межзвёздного вещества с последующим звездообразованием.
При активном звёздном ветре количество выбрасываемого вещества может оказаться достаточным для формирования планетарной туманности.
6. ЭВОЛЮЦИЯ МЕЖЗВЁЗДНОЙ СРЕДЫ
Эволюция межзвёздной среды, а если быть точнее межзвёздного газа, тесно связана с химической эволюцией всей Галактики. Казалось бы, все просто: звезды поглощают газ, а после выбрасывают его обратно, обогащая его продуктами ядерного горения — тяжёлыми элементами, — таким образом металличность должна постепенно возрастать.
Теория Большого взрыва предсказывает, что в ходе первичного нуклеосинтеза образовались водород, гелий, дейтерий, литий и другие лёгкие ядра, которые раскалываются ещё на треке Хаяши или стадии протозвёзды. Иными словами, мы должны наблюдать долгоживущие G-карлики с нулевой металличностью. Но таковых в Галактике не найдено, более того, большинство из них имеют почти солнечную металличность. По косвенным данным, можно судить, что что-то подобное и в других галактиках. На данный момент вопрос остаётся открытым и ждёт своего решения.
В первичном межзвёздном газе не было и пыли. Как сейчас считается, пылинки образуются на поверхности старых холодных звёзд и покидают её вместе с истекающим веществом.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Изучение такой сложной системы как «звезды — межзвездная среда» оказалось очень сложной астрофизической задачей, особенно если учесть, что общая масса межзвездной среды в Галактике и ее химический состав медленно изменяются под действием различных факторов. Поэтому можно сказать, что в межзвездной среде отражена вся история нашей звездной системы продолжительностью в миллиарды лет.
1) Материалы, взятые с сайта www.wikipedia.org
2) Материалы, взятые с сайта www.krugosvet.ru
3) Материалы, взятые с сайта www.bse.sci-lib.com
4) Материалы, взятые с сайта www.dic.academic.ru
