Előadás a csillagközi médium témában. Csillagközi por. A kozmikus sugarak eredete

„Kérdések a csillagászatról” – Képátvitel. M.V. Lomonoszov. Milyen csillagászati ​​jelek vannak ábrázolva a zászlókon. Szaturnusz. Cacconi és Morrison egy nagyon ügyes ötlettel állt elő. Oldd meg a keresztrejtvényt. Jupiter. A Naprendszer bolygója a legkisebb méretű. Bármely test fizikai paramétere nulla. 1957. október 4-én egy erős rakéta segítségével 28 000 km/órás sebességet ért el.

„Csillagászati ​​Konferencia” - A XI. „A galaxis fizikája” konferenciát a Khrustalnaya turisztikai központban tartották Szverdlovszk festői környezetében. Felejthetetlen találkozók V. S. Oszkanyannal, N. S. Chernykh-vel és másokkal Kedvező lehetőségek a különböző egyetemeken dolgozó szakemberek tudományos és szakmai képzésének értékelésére és önértékelésére. P.E.Zakharova Uráli Állami Egyetem.

„A csillagászat módszerei” – Sugárzás a rádiókapcsolatokban. A csillagászat segédeszközei és módszerei. Extragalaktikus kutatás. T. Matthews és A. Sandage. Megfigyelési okok. A radiális pulzációk elmélete. Hendrik van de Hulst. Extragalaktikus rádiócsillagászat. Robert Trumpler. Napkitörések. I.S. Shklovsky. B.V. Kukarkin.

"Asztrofizika" - Az Uránusz felfedezése. Az első parallaxis mérések. Teljesen más képet kaptunk a világról. Hubble képek. Váratlan felfedezés. Hogyan működik. Melyik exobolygót fedezték fel először? A felfedezés kitágította a Naprendszer határait. A csillagközi közeg felfedezése. Először sikerült megbízhatóan meghatározni a csillagközi távolságok skáláját.

"Galaktikus kozmikus sugarak" - a Föld magnetoszférája. Földi telepítések. Példa egy optikai detektorra. A kozmikus sugarak felfedezésének története. Sugárzás. Részecskék. Bruno Rossi. Műholdak. Az elektroszkóp kisütése. Napelemes kiemelkedés. Az első tudományos hipotézisek. Kozmikus sugarak. Az EAS regisztrációja a helyszínen. EGYESÜLT ÁLLAMOK. Kísérletek. Skobeltsyn. Mérési eredmények.

„Kozmikus sugarak” - Oktatási folyamat. Központi rész. Berkeley Lab kozmikus sugárdetektor. Szcintillációs detektor. Kozmikus sugarak. Újrasugárzók. Csapadékvíz szerelés. Szcintillációs szerelvény. Termikus stabilizálás működés közben. Érzékelő elektronika. Az EAS észlelésének technikája. Kommunikáció. A szcintillációs detektor szerelvény sematikus diagramja.

A témában összesen 23 előadás hangzik el

Kezdetben a csillagászatban a ködök bármilyen álló, kiterjedt (szórt) világító csillagászati ​​objektumok voltak, beleértve a Tejútrendszeren kívüli csillaghalmazokat vagy galaxisokat, amelyeket nem lehetett csillagokká felbontani. Az ilyen felhasználásra még ma is létezik néhány példa. Például az Androméda-galaxist néha "Androméda-ködnek" is nevezik. Így Charles Messier, aki intenzíven kutatta az üstökösöket, 1787-ben összeállított egy katalógust az üstökösökhöz hasonló álló diffúz objektumokról. A Messier-katalógus magában foglalja a ködöket és a galaxisokat (például a fent említett Andromeda galaxist, az M31-et), valamint a gömbölyű csillaghalmazokat (M13 Hercules-halmaz). A csillagászat és a teleszkópok felbontásának fejlődésével a „köd” fogalma egyre finomabbá vált: a „ködök” egy részét csillaghalmazként azonosították, sötét (elnyelő) gáz-por ködöket fedeztek fel, és végül a 1920-as évek. először Lundmarknak, majd Hubble-nak sikerült számos galaxis perifériás tartományát csillagokká felbontani, és ezáltal meghatározni azok természetét. Azóta a „köd” kifejezést a fenti értelemben használjuk.

A ködök osztályozásánál az elsődleges jellemző a fény általuk történő elnyelése vagy kibocsátása (szórása), vagyis e kritérium szerint a ködöket sötétre és világosra osztják. Az előbbieket a mögöttük elhelyezkedő források sugárzásának elnyelése, az utóbbiak saját sugárzásuk vagy a közeli csillagok fényének visszaverődése (szórása) miatt figyelik meg. A fényködök sugárzásának jellege, a sugárzásukat gerjesztő energiaforrások eredetüktől függenek, sokrétűek lehetnek; Egy ködben gyakran több sugárzási mechanizmus működik. A ködök gázra és porra való felosztása nagyrészt önkényes: minden köd tartalmaz port és gázt is. Ezt a felosztást történetileg különféle megfigyelési módszerek és sugárzási mechanizmusok határozzák meg: a por jelenléte akkor figyelhető meg a legvilágosabban, amikor a sugárzást a mögöttük található források sötét ködei nyelték el, és amikor a közeli csillagok sugárzása vagy magában a ködben visszaverődik, szétszóródik, vagy a ködben lévő por újra kibocsátja; A köd gázkomponensének belső emissziója akkor figyelhető meg, amikor a ködben található forró csillag ultraibolya sugárzása ionizálja (a H II ionizált hidrogén emissziós tartományai csillagszövetségek vagy bolygóködök körül), vagy ha a csillagközi közeget felmelegítik egy szupernóva-robbanás vagy egy Wolf-Rayet típusú csillagok erős csillagszélének hatása által okozott lökéshullám.

A sötét ködök csillagközi gázból és csillagközi porból álló sűrű (általában molekuláris) felhők, amelyek a por csillagközi fényelnyelése miatt átlátszatlanok. Általában láthatóak a fényes ködök hátterében. Ritkábban sötét ködök láthatók közvetlenül a Tejútrendszer hátterében. Ezek a Coalsack-köd és sok kisebb, az úgynevezett óriásgömbök. Lófej-köd a Hubble által

Az A v fény csillagközi elnyelése sötét ködökben széles skálán mozog, 110 m-től m-ig a legsűrűbb ködökben. A nagy A v-vel rendelkező ködök szerkezete csak rádiócsillagászati ​​és szubmilliméteres csillagászati ​​módszerekkel vizsgálható, elsősorban molekuláris rádióvonalak és por infravörös sugárzásának megfigyeléséből. A sötét ködökön belül gyakran A v és m közötti egyéni sűrűségek találhatók, amelyekben látszólag csillagok keletkeznek. A ködnek az optikai tartományban áttetsző részein jól látható a rostos szerkezet. A ködök filamentumai és általános megnyúlása a bennük lévő mágneses mezők jelenlétével függ össze, amelyek akadályozzák az anyag mozgását az erővonalakon keresztül, és számos típusú magnetohidrodinamikai instabilitás kialakulásához vezetnek. A ködanyag porkomponense mágneses mezőkkel jár, mivel a porszemcsék elektromosan töltődnek.

A reflexiós ködök csillagokkal megvilágított gáz- és porfelhők. Ha a csillag(ok) csillagközi felhőben vagy annak közelében vannak, de nem elég forrók ahhoz, hogy jelentős mennyiségű csillagközi hidrogént ionizáljanak körülötte, akkor a ködből származó optikai sugárzás fő forrása a csillagközi por által szórt csillagfény. Ilyen ködök például a Plejádok-halmaz fényes csillagai körüli ködök. Az Angyal-reflexiós köd 300%-kal a galaktikus sík felett található

A legtöbb reflexiós köd a Tejútrendszer síkjának közelében található. Számos esetben reflexiós ködök figyelhetők meg a magas galaktikus szélességeken. Különféle méretű, formájú, sűrűségű és tömegű gáz-por (gyakran molekuláris) felhőkről van szó, amelyeket a Tejútrendszer-korong csillagainak együttes sugárzása világít meg. Nagyon alacsony felületi fényességük miatt (általában sokkal halványabb, mint az ég háttere) nehéz őket tanulmányozni. Néha a galaxisok képére vetítve a galaxisok fényképein a farok, hidak stb. nem létező részleteinek megjelenéséhez vezetnek. Egyes visszaverődési ködök üstökösszerű megjelenésűek, és üstökösnek nevezik őket. Az ilyen köd „fejében” általában egy T Tauri típusú változócsillag található, amely megvilágítja a ködöt. Az ilyen ködök gyakran változó fényerővel rendelkeznek, követve (a fény terjedésének késleltetésével) az őket megvilágító csillagok sugárzásának változékonyságát. Az üstökösködök mérete általában parszek századrészében kicsi.

A reflexiós köd ritka típusa az úgynevezett fényvisszhang, amelyet az 1901-es Novaja robbanás után figyeltek meg a Perszeusz csillagképben. Az új csillag fényes lobbanása megvilágította a port, és több éven át egy halvány ködöt figyeltek meg, amely fénysebességgel terjedt minden irányba. A fényvisszhang mellett az új csillagok kitörése után a szupernóva-robbanások maradványaihoz hasonlóan gázködök is keletkeznek. Merope Reflection köd

Sok reflexiós köd finomszálas szerkezetű, szinte párhuzamos, több százezred parszek vastagságú filamentumokból álló rendszer. A szálak eredete a fuvola vagy a permutáció instabilitásával függ össze egy mágneses tér által áthatolt ködben. A gáz- és porszálak szétnyomják a mágneses erővonalakat és behatolnak közéjük, vékony szálakat képezve. A fény fényesség-eloszlásának és polarizációjának tanulmányozása a reflexiós ködök felületén, valamint e paraméterek hullámhossztól való függésének mérése lehetővé teszi a csillagközi por olyan tulajdonságainak megállapítását, mint az albedó, a szórási indikátor, a por mérete, alakja és orientációja. porszemek.

A sugárzás által ionizált ködök olyan csillagközi gázterületek, amelyeket a csillagok vagy más ionizáló sugárzásforrások sugárzása erősen ionizált. Az ilyen ködök legfényesebb és legelterjedtebb, valamint leginkább tanulmányozott képviselői az ionizált hidrogén régiói (H II zónák). A H II zónákban az anyag szinte teljesen ionizálódik és ~10 4 K hőmérsékletre hevül a bennük elhelyezkedő csillagok ultraibolya sugárzása hatására. A HII zónákon belül a Lyman-kontinuumban a csillagok összes sugárzása alárendelt sorokban sugárzássá alakul, a Rosseland-tételnek megfelelően. Ezért a diffúz ködök spektrumában megtalálhatók a Balmer sorozat nagyon világos vonalai, valamint a Lyman-alfa vonal. Csak a ritka kis sűrűségű H II zónákat ionizálja a csillagsugárzás, az ún. koronális gáz.

A sugárzás által ionizált ködök a Tejútrendszerben és más galaxisokban (beleértve az aktív galaktikus magokat és kvazárokat) erős röntgensugárforrások körül is előfordulnak. Gyakran jellemző rájuk a H II zónákhoz képest magasabb hőmérséklet és a nehéz elemek magasabb fokú ionizációja Óriáscsillagképző régió NGC 604.

Az emissziós köd egy típusa a bolygóköd, amelyet a csillaglégkör felső kiáramló rétegei alkotnak; általában ez egy óriáscsillag által kilökött kagyló. A köd az optikai tartományban kitágul és világít. Az első planetáris ködöket W. Herschel fedezte fel 1783 körül, és a bolygók korongjaihoz való külső hasonlóságuk miatt nevezték el így. Azonban nem minden planetáris köd korong alakú: sok gyűrű alakú vagy szimmetrikusan megnyúlt egy bizonyos irányban (bipoláris köd). Finom szerkezet fúvókák, spirálok és kis gömböcskék formájában észrevehető bennük. A bolygóködök tágulási sebessége km/s, átmérője 0,010,1 db, tipikus tömege kb. 0,1 naptömeg, élettartama kb. 10 ezer év. Bolygó Macskaszem-köd.

A csillagközi közegben a szuperszonikus anyagmozgás forrásainak sokfélesége és sokfélesége a lökéshullámok által létrehozott nagyszámú és változatos köd kialakulásához vezet. Az ilyen ködök jellemzően rövid életűek, mivel a mozgó gáz kinetikus energiájának kimerülése után eltűnnek. A csillagközi közegben az erős lökéshullámok fő forrásai a csillagrobbanások, a kagylók kilökődése a szupernóvák és a novák robbanása során, valamint a csillagszél. Mindezekben az esetekben van az anyag kilökődésének pontforrása (csillag). Az így létrehozott ködök táguló héjnak tűnnek, közel gömb alakúak. A kilökődő anyag sebessége száz és ezer km/s nagyságrendű, így a lökéshullámfront mögötti gáz hőmérséklete elérheti a sok millió, sőt milliárd fokot is.

A több millió fokos hőmérsékletre hevített gáz elsősorban a röntgensugár tartományban bocsát ki, mind a folytonos spektrumban, mind a spektrumvonalakban. Optikai spektrumvonalakban nagyon gyengén világít. Amikor a lökéshullám inhomogenitásokkal találkozik a csillagközi közegben, a sűrűségek körül elhajlik. A tömítések belsejében lassabb lökéshullám terjed, ami sugárzást okoz az optikai tartomány spektrumvonalaiban. Az eredmény fényes szálak, amelyek jól láthatóak a fényképeken. A fő lökésfront egy csillagközi gázcsomót összenyomva mozgásba hozza azt a terjedésének irányában, de a lökéshullám sebességénél kisebb sebességgel. Ceruzaköd – Szupernóva lökéshullám

A lökéshullámok által létrehozott legfényesebb ködöket szupernóva-robbanások okozzák, ezeket szupernóva-maradványoknak nevezik. Nagyon fontos szerepet játszanak a csillagközi gáz szerkezetének kialakításában. A leírt tulajdonságok mellett jellemző rájuk a hatványtörvényes spektrummal rendelkező nem-termikus rádiósugárzás, amelyet mind a szupernóva-robbanás során felgyorsított relativisztikus elektronok, mind később a robbanás után általában megmaradó pulzár okoz. A nóvarobbanásokhoz kapcsolódó ködök kicsik, gyengék és rövid életű Rákköd, egy szupernóva-robbanás maradványa 1054 g

A lökéshullámok által létrehozott köd egy másik típusa a Wolf Rayet csillagokból származó csillagszélhez kapcsolódik. Ezeket a csillagokat egy nagyon erős csillagszél jellemzi, amelynek tömegárama évente és kiáramlási sebessége (1 3) × 10 3 km/s. Több parszek méretű ködöket hoznak létre, fényes szálakkal. A szupernóva-robbanások maradványaival ellentétben ezeknek a ködöknek a rádiósugárzása termikus jellegű. Az ilyen ködök élettartamát a csillagok Wolf-Rayet csillagszakaszban való tartózkodásának időtartama korlátozza, és megközelíti a 10 5 évet. Thor Sisak-köd a Wolf Rayet csillag körül

Kisebb sebességű lökéshullámok keletkeznek a csillagközi közeg azon tartományaiban, ahol a csillagkeletkezés megtörténik. A gáz több száz és ezer fokos felmelegedéséhez, a molekuláris szintek gerjesztéséhez, a molekulák részleges megsemmisüléséhez és a por felmelegedéséhez vezetnek. Az ilyen lökéshullámok megnyúlt ködök formájában láthatók, amelyek elsősorban az infravörösben világítanak. Számos ilyen ködöt fedeztek fel például az Orion-ködhöz kapcsolódó csillagkeletkezési központban. Az Orion-köd Óriási csillagképző régió

Küldje el a jó munkát a tudásbázis egyszerű. Használja az alábbi űrlapot

Diákok, végzős hallgatók, fiatal tudósok, akik a tudásbázist tanulmányaikban és munkájukban használják, nagyon hálásak lesznek Önnek.

közzétett http://www.allbest.ru/

ÖNKORMÁNYZATI KÖLTSÉGVETÉSI OKTATÁSI INTÉZMÉNY CSELYABINSK VÁROS 11. sz.

Esszé

nés a téma:

"Gáz- és porkomplexumok. Csillagközi közeg»

Teljesített:

11. osztályos tanuló

Kiseleva Polina Olegovna

Ellenőrizve:

Lykasova Alevtina Pavlovna

Cseljabinszk 2015

RÓL RŐLHELYI

Bevezetés

1. Az ISM-kutatás története

2. Az MLS fő összetevői

2.1 Csillagközi gáz

2.2 Csillagközi por

2.3 Csillagközi felhő

2.4 Kozmikus sugarak

2.5 Csillagközi mágneses tér

3. Az ISM fizikai jellemzői

4. Ködök

4.1 Diffúz (világos) köd

4.2 Sötét köd

5. Sugárzás

6. A csillagközi közeg evolúciója

Következtetés

Források listája

BEVEZETÉS

Az univerzum lényegében szinte üres tér. Csak viszonylag nemrégiben sikerült bebizonyítani, hogy a csillagok nem léteznek abszolút ürességben, és hogy a világűr nem teljesen átlátszó. A csillagok a hatalmas Univerzumnak csak egy kis részét foglalják el. A galaxisokon belüli csillagközi teret kitöltő anyagot és mezőket csillagközi közegnek (ISM) nevezik. A csillagközi közeg természete évszázadok óta felkeltette a csillagászok és a tudósok figyelmét. A „csillagközi közeg” kifejezést először F. Bacon használta 1626-ban.

1. A KUTATÁS TÖRTÉNETEMZS

Még a 19. század közepén. orosz csillagász V. Struve Tudományos módszerekkel próbáltam megcáfolhatatlan bizonyítékot találni arra, hogy az űr nem üres, és a távoli csillagok fénye elnyelődik benne, de hiába. csillagközi közepes felhőgáz

Későbbi német asztrofizikus F. Hartmann tanulmányozta a Delta Orionis spektrumát, és tanulmányozta a Delta Orionis rendszer kísérőinek keringési mozgását és a csillagból érkező fényt. Miután rájött, hogy a Föld felé vezető úton némi fény elnyelődik, Hartmann azt írta, hogy „a kalcium-abszorpciós vonal nagyon gyenge”, és „némileg meglepő volt, hogy a 393,4 nanométeres kalciumvonalak nem mozdultak el periodikus vonaldivergenciaként. .” spektrum, amely jelen van a spektroszkópikus kettőscsillagokban." E vonalak álló természete arra késztette Hartmannt, hogy azt sugallja, hogy az abszorpcióért felelős gáz nem volt jelen a Delta Orionis légkörében, hanem éppen ellenkezőleg, a csillagon kívül, a csillag és a megfigyelő között helyezkedik el. Ez a tanulmány jelentette a csillagközi közeg tanulmányozásának kezdetét.

A csillagközi anyag intenzív tanulmányozása lehetővé tette W. Pickering 1912-ben kijelentette, hogy „a csillagközi abszorpciós közeg, amelyet kimutattak Kaptein, csak bizonyos hullámhosszakon nyel el, jelezheti a Nap és a csillagok által kibocsátott gázok és gáznemű molekulák jelenlétét.”

Ugyanebben az évben, 1912 BAN BEN.Hess kozmikus sugarakat, energetikai töltésű részecskéket fedeztek fel, amelyek az űrből bombázzák a Földet. Ez lehetővé tette egyes kutatók számára, hogy kijelenthessék, hogy a csillagközi közeget is kitöltik.

Hartmann kutatásai után 1919. Eger Miközben a Delta Orionis és Beta Scorpii rendszerekben az 589,0 és 589,6 nanométeres hullámok abszorpciós vonalait tanulmányozta, nátriumot fedezett fel a csillagközi közegben.

Egy elnyelő ritkított közeg jelenlétét nem egészen száz éve, a 20. század első felében sikerült meggyőzően igazolni a tőlünk különböző távolságokra lévő távoli csillaghalmazok megfigyelt tulajdonságainak összehasonlításával. Ezt egy amerikai csillagász önállóan végezte el Robert Trumpler(1896-1956) és szovjet csillagász B.A.Voroncov-Velyaminov(1904-1994). Pontosabban így fedezték fel a csillagközi közeg egyik összetevőjét - a finom port, ami miatt a csillagközi közeg nem teljesen átlátszó, különösen a Tejútrendszer irányához közeli irányokban. A por jelenléte azt jelentette, hogy a távoli csillagok látszólagos fényessége és megfigyelt színe is torzult, és valódi értékük megismeréséhez a kihalás meglehetősen összetett elszámolására volt szükség. A port tehát a csillagászok bosszantó kellemetlenségnek tekintették, amely zavarja a távoli objektumok tanulmányozását. Ugyanakkor felkelt az érdeklődés a por mint fizikai közeg tanulmányozása iránt – a tudósok elkezdték kideríteni, hogyan keletkeznek és pusztulnak el a porszemek, hogyan reagál a por a sugárzásra, és milyen szerepet játszik a por a csillagok kialakulásában.

A rádiócsillagászat fejlődésével a 20. század második felében. Lehetővé vált a csillagközi közeg tanulmányozása rádiókibocsátása segítségével. A célzott keresések eredményeként a csillagközi térben lévő semleges hidrogénatomok sugárzását fedezték fel 1420 MHz frekvencián (ez 21 cm-es hullámhossznak felel meg). Ezen a frekvencián (vagy ahogy mondják, rádiókapcsolatban) sugárzást jósolt meg egy holland csillagász Hendrik van de Hulst 1944-ben kvantummechanika alapján, és 1951-ben fedezték fel, miután kiszámította várható intenzitását egy szovjet asztrofizikus. I. S. Shklovsky. Shklovsky felhívta a figyelmet a rádiós tartományban lévő különböző molekulák sugárzásának megfigyelésére is, amit később fedeztek fel. A semleges atomokból és nagyon hideg molekuláris gázokból álló csillagközi gáz tömege körülbelül százszor nagyobbnak bizonyult, mint a ritkított por tömege. De a gáz teljesen átlátszó a látható fény számára, így nem lehetett kimutatni ugyanazokkal a módszerekkel, mint a port.

Az űrobszervatóriumokra felszerelt röntgenteleszkópok megjelenésével a csillagközi közeg egy másik, legforróbb összetevőjét fedezték fel - egy nagyon ritka gázt, amelynek hőmérséklete millió és tízmillió fokos. Ezt a gázt nem lehet „látni” sem optikai megfigyelésekből, sem rádiókapcsolatok megfigyeléséből - a közeg túl ritka és teljesen ionizált, de ennek ellenére teljes galaxisunk térfogatának jelentős részét kitölti.

Az anyag és a sugárzás kölcsönhatását a világűrben vizsgáló asztrofizika rohamos fejlődése, valamint új megfigyelési képességek megjelenése lehetővé tette a csillagközi közegben zajló fizikai folyamatok részletes tanulmányozását. Egész tudományos irányok alakultak ki - űrgáz dinamikájaÉs térelektrodinamika, a ritkított űrhordozók tulajdonságainak tanulmányozása. A csillagászok megtanulták meghatározni a gázfelhők távolságát, mérni a gáz hőmérsékletét, sűrűségét és nyomását, kémiai összetételét, és megbecsülni az anyag mozgási sebességét. A 20. század második felében. Összetett kép alakult ki a csillagközi közeg térbeli eloszlásáról és a csillagokkal való kölcsönhatásáról. Kiderült, hogy a csillagok születésének lehetősége a csillagközi gáz és por sűrűségétől és mennyiségétől függ, és a csillagok (elsősorban a legnagyobb tömegűek közülük) megváltoztatják a környező csillagközi közeg tulajdonságait - felmelegítik azt, támogassák a gáz állandó mozgását, töltsék fel anyagukkal a közeget, változtassák meg annak kémiai összetételét.

2. AZ MZS FŐ ALKATRÉSZEI

A csillagközi közeg magában foglalja a csillagközi gázt, a port (a gáztömeg 1%-a), a csillagközi mágneses mezőket, a csillagközi felhőket, a kozmikus sugarakat és a sötét anyagot. A csillagközi közeg kémiai összetétele a csillagok elsődleges nukleoszintézisének és magfúziójának terméke.

2 .1 Csillagközi gáz

A csillagközi gáz egy ritka gázhalmazállapotú közeg, amely kitölti a csillagok közötti teret. A csillagközi gáz átlátszó. A galaxisban lévő csillagközi gáz össztömege meghaladja a 10 milliárd naptömegét, vagy a galaxisunkban lévő összes csillag össztömegének több százalékát. A csillagközi gázatomok átlagos koncentrációja 1 atom/cm3 alatt van. Az átlagos gázsűrűség 10-21 kg/m³. Kémiai összetétele nagyjából megegyezik a legtöbb csillagéval: hidrogénből és héliumból áll, valamint kis mennyiségű nehezebb elemek keverékéből. A hőmérséklettől és sűrűségtől függően a csillagközi gáz molekuláris, atomi vagy ionizált állapotban van. Az ultraibolya sugarakat a látható fénysugaraktól eltérően a gáz elnyeli, és energiát ad neki. Ennek köszönhetően a forró csillagok ultraibolya sugárzásukkal felmelegítik a környező gázt körülbelül 10 000 K hőmérsékletre. A felhevült gáz maga kezd fényt kibocsátani, mi pedig könnyű gázködként figyeljük meg. A hidegebb, „láthatatlan” gázt rádiócsillagászati ​​módszerekkel figyelik meg. A hidrogénatomok ritka környezetben körülbelül 21 cm-es hullámhosszú rádióhullámokat bocsátanak ki, ezért a rádióhullámok folyamatosan terjednek a csillagközi gáz régióiból. E sugárzás fogadásával és elemzésével a tudósok megismerik a csillagközi gáz sűrűségét, hőmérsékletét és mozgását az űrben.

2 .2 Csillagközi por

A csillagközi por szilárd mikroszkopikus részecskék, amelyek a csillagközi gázzal együtt kitöltik a csillagok közötti teret. Jelenleg úgy gondolják, hogy a porszemek tűzálló maggal rendelkeznek, amelyet szerves anyag vagy jeges héj vesz körül. A mag kémiai összetételét az határozza meg, hogy mely csillagok légkörében kondenzálódnak. Például a széncsillagok grafitból és szilícium-karbidból állnak.

A csillagközi porrészecskék tipikus mérete 0,01-0,2 mikron, a por teljes tömege a gáz teljes tömegének körülbelül 1%-a. A csillagfény a csillagközi port több tíz K-re melegíti fel, így a csillagközi por hosszúhullámú infravörös sugárzás forrásává válik.

A por a csillagközi közegben végbemenő kémiai folyamatokat is befolyásolja: a porszemcsék nehéz elemeket tartalmaznak, amelyeket különféle kémiai folyamatokban katalizátorként használnak. A porszemcsék a hidrogénmolekulák képződésében is részt vesznek, ami növeli a csillagképződés sebességét fémszegény felhőkben

2 .3 csillagközi felhő

A csillagközi felhő a mi és más galaxisainkban felhalmozódó gázok, plazmák és porok általános neve. Más szavakkal, a csillagközi felhő sűrűsége nagyobb, mint a csillagközi közeg átlagos sűrűsége. Egy adott felhő sűrűségétől, méretétől és hőmérsékletétől függően a benne lévő hidrogén lehet semleges, ionizált (vagyis plazma formájában) vagy molekuláris. A semleges és ionizált felhőket néha diffúz felhőknek, míg a molekuláris felhőket sűrű felhőknek nevezik.

A csillagközi felhők összetételének elemzése elektromágneses sugárzásuk tanulmányozásával történik nagy rádióteleszkópok segítségével. Egy csillagközi felhő emissziós spektrumának vizsgálatával és egyes kémiai elemek spektrumával való összehasonlításával meg lehet határozni a felhő kémiai összetételét.

Általában a csillagközi felhő tömegének körülbelül 70%-a hidrogén, a fennmaradó rész főként hélium. A felhők nyomokban nehéz elemeket is tartalmaznak: fémeket, például kalciumot, semleges vagy Ca+ (90%) és Ca++ (9%) kationok formájában, valamint szervetlen vegyületeket, például vizet, szén-monoxidot, hidrogén-szulfidot, ammóniát és hidrogén-cianidot. .

2 .4 Kozmikus sugarak

A kozmikus sugarak elemi részecskék és atommagok, amelyek nagy energiákkal mozognak a világűrben. Fő (de nem az egyetlen) forrásuk a szupernóva-robbanások.

Az extragalaktikus és galaktikus sugarakat általában elsődlegesnek nevezik. A Föld légkörében áthaladó és átalakuló részecskék másodlagos áramlását általában másodlagosnak nevezik.

A kozmikus sugarak a természetes sugárzás (háttérsugárzás) összetevői a Föld felszínén és a légkörben.

A kozmikus sugarak kémiai spektruma a nukleononkénti energiát tekintve több mint 94%-ban protonból és további 4%-ban héliummagokból (alfa részecskék) áll. Vannak más elemek magjai is, de arányuk jóval kisebb.

A részecskeszám szerint a kozmikus sugarak 90 százaléka proton, 7 százaléka héliummag, körülbelül 1 százaléka nehezebb elemek és körülbelül 1 százaléka elektronok.

2 .5 Csillagközi mágneses tér

A részecskék a csillagközi tér gyenge mágneses mezőjében mozognak, amelynek indukciója hozzávetőleg százezerszer kisebb, mint a Föld mágneses terének. A töltött részecskékre az energiájuktól függő erővel ható csillagközi mágneses tér „összezavarja” a részecskék pályáját, és folyamatosan változtatják mozgásuk irányát a Galaxisban. A csillagközi mágneses térben repülő töltött részecskék a Lorentz-erő hatására eltérnek az egyenes pályáktól. Úgy tűnik, hogy pályájuk a mágneses indukció vonalain „tekeredett”.

3. AZ MZS FIZIKAI JELLEMZŐI

· A lokális termodinamikai egyensúly hiánya(LTR)- Val vel olyan rendszer állapota, amelyben a rendszer makroszkopikus mennyiségei (hőmérséklet, nyomás, térfogat, entrópia) idővel változatlanok maradnak a környezettől elszigetelt körülmények között.

· Termikus instabilitás

Előfordulhat, hogy a termikus egyensúlyi feltétel egyáltalán nem teljesül. Létezik egy mágneses mező, amely megakadályozza a kompressziót, kivéve, ha az erővonalak mentén történik. Másodszor, a csillagközi közeg folyamatos mozgásban van és lokális tulajdonságai folyamatosan változnak, új energiaforrások jelennek meg benne, a régiek pedig eltűnnek. Harmadszor, a termodinamikai instabilitás mellett van gravitációs és magnetohidrodinamikai instabilitás. És ez nem veszi figyelembe a szupernóva-robbanások, a szomszédos galaxisokon áthaladó árapály-befolyások vagy magának a gáznak a Galaxis spirális ágain való áthaladását okozó kataklizmákat.

· Tiltott vonalak és 21 cm-es vonal

Az optikailag vékony közeg megkülönböztető jellemzője a besugárzás tiltott vonalak. Tiltott vonalak azok, amelyeket a szelekciós szabályok tiltanak, vagyis metastabil szintekről (kvázi stabil egyensúly) származnak. Az elektron jellemző élettartama ezen a szinten s-től több napig tart. Nagy koncentrációjú részecskéknél az ütközésük megszünteti a gerjesztést, és a vonalak az extrém gyengeség miatt nem figyelhetők meg. Alacsony sűrűségnél a vonal intenzitása nem függ az átmenet valószínűségétől, mivel az alacsony valószínűséget nagyszámú metastabil állapotban lévő atom kompenzálja. Ha nincs LTE, akkor az energiaszintek populációját az elemi gerjesztési és deaktiválási folyamatok egyensúlyából kell kiszámítani.

Az MZS legfontosabb tiltott vonala az atomi hidrogén rádiókapcsolat 21cm. Ez a vonal a hidrogénszint hiperfinom szerkezetének alszintjei közötti átmenet során jelenik meg, ami az elektronban és a protonban való spin jelenlétéhez kapcsolódik. Ennek az átmenetnek a valószínűsége (Azaz 1 alkalom 11 millió év alatt).

A 21 cm-es rádióvonal vizsgálatai lehetővé tették annak megállapítását, hogy a semleges hidrogén a galaxisban főként egy nagyon vékony, 400 pc vastagságú rétegben található a Galaxis síkjához közel.

· Fagyott mágneses mező.

A mágneses tér befagyasztása a mágneses fluxus fennmaradását jelenti bármely zárt vezető áramkörön keresztül annak deformációja során. Laboratóriumi körülmények között a mágneses fluxus megmaradtnak tekinthető nagy elektromos vezetőképességű környezetben. A végtelen elektromos vezetőképesség határán egy végtelenül kicsi elektromos tér hatására az áram végtelen értékre növekedne. Ezért az ideális vezetőnek nem szabad kereszteznie a mágneses erővonalakat, és ezáltal elektromos teret gerjeszteni, hanem éppen ellenkezőleg, mágneses erővonalakat kell vinnie, a mágneses tér befagyottnak tűnik a vezetőbe.

A valós térplazma messze nem ideális, és a befagyást úgy kell érteni, hogy nagyon hosszú időbe telik az áramkörön keresztüli áramlás megváltoztatása. Ez a gyakorlatban azt jelenti, hogy a mezőt állandónak tekinthetjük, miközben a felhőt tömörítik, forgatják stb.

4. KÖDFOLT

Ködfolt- a csillagközi közeg egy szakasza, amely sugárzása vagy sugárzáselnyelése miatt kiemelkedik az égbolt általános hátteréből. A ködök porból, gázból és plazmából állnak.

A ködök osztályozásánál az elsődleges jellemző a fény elnyelése, vagy általuk történő kibocsátása vagy szórása, vagyis e kritérium szerint a ködöket sötétre és világosra osztják.

A ködök gázra és porra való felosztása nagyrészt önkényes: minden köd tartalmaz port és gázt is. Ezt a felosztást történelmileg különböző megfigyelési módszerek és sugárzási mechanizmusok határozzák meg: a por jelenléte akkor figyelhető meg a legvilágosabban, amikor a sötét ködök elnyelik a mögöttük lévő forrásokból származó sugárzást, és amikor a közeli csillagok vagy magában a ködben lévő sugárzás visszaverődik, szétszóródik vagy visszaverődik. -a ködben lévő por bocsátja ki; a köd gázkomponensének belső sugárzása akkor figyelhető meg, ha a ködben található forró csillag ultraibolya sugárzása ionizálja (a H II ionizált hidrogén emissziós tartományai csillagtársulások vagy bolygóködök körül), vagy amikor a csillagközi közeget felmelegítik lökéshullám egy szupernóva-robbanás vagy a Wolf-típusú csillagok erőteljes csillagszélének hatására – Raye.

4 .1 Diffúz(fény)ködfolt

A diffúz (fény) köd egy általános kifejezés a csillagászatban, amelyet a fényt kibocsátó ködök megjelölésére használnak. A diffúz köd három típusa a reflexiós köd, az emissziós köd (amelynek a protoplanetáris, a planetáris és a H II régiók változatai) és a szupernóva-maradvány.

· Reflexiós köd

A reflexiós ködök csillagokkal megvilágított gáz- és porfelhők. Ha a csillag(ok) csillagközi felhőben vagy annak közelében vannak, de nem elég forrók ahhoz, hogy jelentős mennyiségű csillagközi hidrogént ionizáljanak maga körül, akkor a ködből érkező optikai sugárzás fő forrása a csillagközi por által szórt csillagfény.

A visszaverődő köd spektruma megegyezik az azt megvilágító csillagéval. A fényszóródásért felelős mikroszkopikus részecskék közé tartoznak a szénrészecskék (néha gyémántpornak is nevezik), valamint a vas- és nikkelrészecskék. Az utolsó kettő kölcsönhatásba lép a galaktikus mágneses mezővel, ezért a visszavert fény kissé polarizált.

A visszaverődő ködök általában kék árnyalatúak, mivel a kék fény hatékonyabban szóródik, mint a vörös fény (ez részben magyarázza az ég kék színét).

Jelenleg mintegy 500 reflexiós köd ismeretes, amelyek közül a leghíresebbek a Plejádok (csillaghalmaz) környékén találhatók. Az óriás vörös (M1 spektrális osztályú) Antares csillagot egy nagy vörös visszaverődés köd veszi körül. A reflexiós ködök szintén gyakoriak a csillagkeletkezési helyeken.

1922-ben a Hubble közzétette néhány fényes köd tanulmányozásának eredményeit. Ebben a munkában Hubble levezette a reflexiós köd fényességi törvényét, amely megállapítja a kapcsolatot a köd szögmérete között ( R) és a világító csillag látszólagos magnitúdója ( m):

ahol a mérés érzékenységétől függő állandó.

· Emissziós köd

Az emissziós köd ionizált gáz (plazma) felhője, amely a spektrum látható színtartományában bocsát ki. Az ionizáció egy közeli forró csillag által kibocsátott nagy energiájú fotonok miatt következik be. Többféle emissziós köd létezik. Köztük a H II régiók, amelyekben új csillagok keletkeznek, az ionizáló fotonok forrásai pedig a fiatal, masszív csillagok, valamint planetáris ködök, amelyben egy haldokló csillag ledobta felső rétegeit, és a feltárt forró mag ionizálja azokat.

Bolygómsötét ködmness-- egy csillagászati ​​objektum, amely egy ionizált gázhéjból és egy központi csillagból, egy fehér törpéből áll. A bolygóködök akkor keletkeznek, amikor a 2,5-8 naptömegű vörös óriások és szuperóriások külső rétegei (héjai) lehullanak fejlődésük végső szakaszában. A bolygóköd egy gyorsan mozgó (csillagászati ​​mércével mérve) jelenség, mindössze néhány tízezer évig tart, és az őscsillag élettartama több milliárd év. Jelenleg mintegy 1500 bolygóköd ismeretes galaxisunkban.

A planetáris ködök kialakulásának folyamata a szupernóva-robbanásokkal együtt fontos szerepet játszik a galaxisok kémiai evolúciójában, nehéz elemekkel - a csillagok nukleoszintézisének termékeivel (a csillagászatban minden elemet nehéznek számít) - dúsított anyagot lövellnek ki a csillagközi térbe. kivéve az ősrobbanás elsődleges nukleoszintézisének termékeit - hidrogént és héliumot, például szén, nitrogén, oxigén és kalcium).

Az elmúlt években a Hubble Űrteleszkóp által készített felvételek segítségével sikerült kideríteni, hogy sok bolygóköd igen összetett és egyedi szerkezetű. Bár körülbelül egyötöde körkörös, a többségüknek nincs gömbszimmetriája. Azok a mechanizmusok, amelyek lehetővé teszik ilyen változatos formák kialakítását, a mai napig nem teljesen ismertek. Feltételezések szerint ebben nagy szerepe lehet a csillagszél és a kettőscsillagok, a mágneses tér és a csillagközi közeg kölcsönhatásának.

A bolygóködök többnyire halvány tárgyak, és általában nem láthatók szabad szemmel. Az első felfedezett bolygóköd az volt súlyzó köd a Rókagomba csillagképben.

A planetáris ködök szokatlan természetét a 19. század közepén fedezték fel, amikor a spektroszkópia megfigyelésekben elkezdődött. William Hugginső lett az első csillagász, aki bolygóköd spektrumát szerezte meg – olyan objektumokat, amelyek szokatlanságukkal tűntek ki. Amikor Huggins a ködök spektrumát tanulmányozta N.G.C.6543 (Macskaszem), M27 (súlyzó), M57 (Líra gyűrűköd)és számos más esetében kiderült, hogy spektrumuk rendkívül eltér a csillagok spektrumától: az addigi csillagok összes spektruma abszorpciós spektrum volt (egy folytonos spektrum sok sötét vonallal), míg a csillagok spektruma A bolygóködök kis számú emissziós vonallal rendelkező emissziós spektrumnak bizonyultak, ami azt jelzi, hogy természetük alapvetően különbözik a csillagok természetétől.

A bolygóködök sok csillag evolúciójának végső szakaszát jelentik. Egy tipikus bolygóköd átlagosan egy fényév kiterjedésű, és rendkívül ritka gázból áll, amelynek sűrűsége körülbelül 1000 részecske per cm3, ami elhanyagolható például a Föld légkörének sűrűségéhez képest, de körülbelül 10-100 szor nagyobb, mint a bolygóközi tér sűrűsége a Föld pályájának Naptól való távolságában. A fiatal bolygóködök sűrűsége a legnagyobb, néha eléri a 10 6 részecske per cm3-t. Ahogy a ködök öregszenek, tágulásuk miatt sűrűségük csökken. A legtöbb bolygóköd szimmetrikus és majdnem gömb alakú, ami nem akadályozza meg őket abban, hogy sok nagyon összetett alakjuk legyen. A planetáris ködök körülbelül 10%-a gyakorlatilag bipoláris, és csak kis részük aszimmetrikus. Még egy négyszögletes bolygóköd is ismert.

Protoplanetáris köd egy olyan csillagászati ​​objektum, amely egy közepes tömegű csillag (1-8 naptömeg) elhagyása és az azt követő bolygóköd (PN) fázis között rövid ideig létezik. A protoplanetáris köd elsősorban az infravörösben világít, és a reflexiós köd egy altípusa.

VidékHII- Ez egy több száz fényév átmérőjű forró gáz- és plazmafelhő, amely az aktív csillagkeletkezés területe. Ezen a területen fiatal, forró, kékesfehér csillagok születnek, amelyek bőségesen bocsátanak ki ultraibolya fényt, ezáltal ionizálják a környező ködöt.

A H II régiók néhány millió év alatt több ezer csillagot szülhetnek. Végül a szupernóva-robbanások és a létrejövő csillaghalmaz legnagyobb tömegű csillagaiból érkező erős csillagszelek szétszórják a régió gázait, és a Plejádokhoz hasonló csoporttá válik.

Ezek a régiók a nevüket a nagy mennyiségű ionizált atomi hidrogénről kapták, amelyet a csillagászok H II-nek jelölnek (a HI régió a semleges hidrogén zónája, a H 2 pedig a molekuláris hidrogént jelenti). Jelentős távolságra láthatók az Univerzumban, és a más galaxisokban található régiók tanulmányozása fontos az utóbbiaktól való távolság, valamint kémiai összetételük meghatározásához.

Ilyenek például Carina-köd, Tarantula köd,N.G.C. 604 , Orion trapéz, Barnard hurok.

· Szupernóva-maradvány

Szupernóva-maradvány(Angol) S feljebbN petesejt R emnant, SNR ) egy gáz- és porképződmény, amely egy csillag katasztrofális felrobbanásának eredménye, amely sok tíz vagy száz évvel ezelőtt történt, és szupernóvává alakult át. A robbanás során a szupernóvahéj minden irányba szétszóródik, hatalmas sebességgel táguló lökéshullámot képezve, amely szupernóva-maradvány. A maradvány a robbanás által kilökődő csillaganyagból és a lökéshullám által elnyelt csillagközi anyagból áll.

Valószínűleg a legszebb és legjobban tanulmányozott fiatal szupernóva-maradvány SN 1987 A a Nagy Magellán-felhőben, amely 1987-ben robbant fel. További jól ismert szupernóva-maradványok Rák-köd, egy viszonylag friss robbanás maradványa (1054), szupernóva maradvány csendes (SN 1572) Tycho Brahe nevéhez fűződik, aki megfigyelte és rögzítette kezdeti fényerejét közvetlenül az 1572-es fellobbanás után, valamint a többit is. Kepler szupernóva (SN 1604) , amelyet Johannes Keplerről neveztek el.

4 .2 Sötét köd

A sötét köd egyfajta csillagközi felhő, amely annyira sűrű, hogy elnyeli az emissziós vagy reflexiós ködökből származó látható fényt (pl. , Lófej-köd) vagy csillagok (például Szénzsák-köd) mögötte található.

A fényt a molekulafelhők leghidegebb és legsűrűbb részein található csillagközi porrészecskék nyelték el. A sötét ködök klaszterei és nagy komplexumai az óriás molekulafelhőkhöz (GMC) kapcsolódnak. Az elszigetelt sötét ködök leggyakrabban Bok-gömbök.

Az ilyen felhők nagyon szabálytalan alakúak: nincsenek egyértelműen meghatározott határaik, néha csavart, kígyózó formákat öltenek. A legnagyobb sötét ködök szabad szemmel is láthatók, és a fényes Tejútrendszeren feketeségdarabkákként jelennek meg.

Aktív folyamatok gyakran előfordulnak a sötét ködök belsejében, például csillagszületés vagy maser-emisszió.

5. SUGÁRZÁS

Csillagszél-- az anyag kiáramlásának folyamata a csillagokból a csillagközi térbe.

Az anyag, amelyből a csillagok készülnek, bizonyos körülmények között legyőzhetik gravitációjukat, és kilökődnek a csillagközi térbe. Ez akkor fordul elő, amikor egy csillag légkörében lévő részecske olyan sebességre gyorsul, amely meghaladja az adott csillag második szökési sebességét. Valójában a csillagszelet alkotó részecskék sebessége több száz kilométer per másodperc.

A csillagszél töltött és semleges részecskéket egyaránt tartalmazhat.

A csillagszél egy folyamatosan fellépő folyamat, amely a csillag tömegének csökkenéséhez vezet. Ez a folyamat mennyiségileg úgy jellemezhető, mint az anyagmennyiség (tömeg), amelyet a csillag időegység alatt elveszít.

A csillagszélnek fontos szerepe lehet a csillagfejlődésben: mivel ez a folyamat a csillag tömegének csökkenését eredményezi, a csillag élettartama az intenzitásától függ.

A csillagszél az anyag jelentős távolságokra történő szállításának eszköze az űrben. Amellett, hogy maga is csillagokból áramló anyagból áll, befolyásolni tudja a környező csillagközi anyagot, mozgási energiájának egy részét átadva neki. Így az NGC 7635 emissziós köd „Buborék” alakja egy ilyen becsapódás eredményeként alakult ki.

Több közeli csillagból származó anyag kiáramlása esetén, kiegészítve e csillagok sugárzásának befolyásával, lehetséges a csillagközi anyag kondenzációja, amelyet csillagképződés követ.

Aktív csillagszél esetén a kilökött anyag mennyisége elegendő lehet egy bolygóköd kialakulásához.

6. A CSILLAGKÖZI KÖZEG FEJLŐDÉSE

A csillagközi közeg, pontosabban a csillagközi gáz evolúciója szorosan összefügg az egész Galaxis kémiai evolúciójával. Úgy tűnik, minden egyszerű: a csillagok elnyelik a gázt, majd visszadobják, nukleáris égéstermékekkel - nehéz elemekkel - gazdagítva, így a fémességnek fokozatosan növekednie kell.

Az ősrobbanás elmélete azt jósolja, hogy az ősi nukleoszintézis során hidrogén, hélium, deutérium, lítium és más könnyű atommagok keletkeztek, amelyek a Hayashi nyomvonalban vagy a protocsillag szakaszban szétválnak. Más szóval, hosszú életű, nulla fémességű G törpéket kell megfigyelnünk. De egyiket sem találták meg a Galaxisban, sőt, a legtöbbjük szinte napelemes fémességgel rendelkezik. Közvetett bizonyítékok alapján meg lehet ítélni, hogy más galaxisokban is történik hasonló. Jelenleg a probléma továbbra is nyitott, és megoldásra vár.

Az őscsillagközi gázban nem volt por. A mai hiedelem szerint a régi, hideg csillagok felszínén porszemek képződnek, amelyek a kiáramló anyaggal együtt távoznak.

KÖVETKEZTETÉS

Egy ilyen összetett rendszer, mint a „csillagok - csillagközi közeg” tanulmányozása nagyon nehéz asztrofizikai feladatnak bizonyult, különös tekintettel arra, hogy a galaxisban lévő csillagközi közeg teljes tömege és kémiai összetétele lassan változik különböző tényezők hatására. Ezért azt mondhatjuk, hogy csillagrendszerünk egész, több milliárd évig tartó története tükröződik a csillagközi közegben.

FORRÁSOK JEGYZÉKE

1) Az anyagok a www.wikipedia.org webhelyről származnak

2) A www.krugosvet.ru webhelyről vett anyagok

3) A www.bse.sci-lib.com webhelyről vett anyagok

4) A www.dic.academic.ru webhelyről vett anyagok

Közzétéve az Allbest.ru oldalon

Hasonló dokumentumok

Köd, mint a csillagközi közeg egy szakasza, amelyet sugárzása vagy sugárzáselnyelése különböztet meg az égbolt általános hátterében, változatai és formái: emisszió, szupernóva-maradványok. Néhány köd keletkezésének és fejlődésének története: Sas, Homokóra.

bemutató, hozzáadva 2012.10.11


A por, a gáz és a plazma, mint a köd fő alkotóelemei. A ködök osztályozása, főbb típusaik jellemzői. Diffúz, reflexiós, emissziós, sötét és planetáris ködök szerkezetének jellemzői. Szupernóva-maradvány kialakulása.

bemutató, hozzáadva 2015.12.20


A köd és a naptevékenység jelenségeinek leírása. Galaktikus, nap- és kozmikus sugarak vizsgálata, regisztrálásuk módszerei. A csillagközi mágneses tér tulajdonságai. A galaxisok térbeli eloszlásának jellemzői. Ötletek az Univerzum tágulásával kapcsolatban.

összefoglaló, hozzáadva: 2012.06.01


A csillagmag a Galaxis központi, kompakt régiója. A Galaxis szerkezetének alapelemei. Nyitott és gömb alakú klaszterek. A csillagközi gáz jellemzői. Általános koncepció a könnyű gázködökről. Bolygói, sötét ködök.

bemutató, hozzáadva 2011.09.28


A kozmogónia mint az égitestek eredetét és fejlődését vizsgáló tudomány. A Jeans-hipotézis lényege. Köd, a Nap születése. A ködrészecskék bolygóvá átalakulási folyamatának fő szakaszai: részecske-aggregáció; bemelegítés; vulkáni tevékenység.

absztrakt, hozzáadva: 2011.06.20


A Resurs-F sorozat űrrepülőgépei a Föld természeti erőforrásainak tanulmányozására és a környezet megfigyelésére. A Resurs-F1 űrhajó főbb műszaki jellemzői és fényképészeti berendezések. Űrhajó űrgyógyászathoz és biológiához Bion űrhajó, anyagtudomány Foton.

absztrakt, hozzáadva: 2010.08.06


A csillagfejlődés azok a változások, amelyeken a csillag élete során átesik. A termonukleáris fúzió és a csillagok születése; bolygóköd, protocsillagok. Fiatal sztárok jellemzői, érettségük, későbbi évek, halálozás. Neutroncsillagok (pulzárok), fehér törpék, fekete lyukak.

bemutató, hozzáadva: 2012.10.05


A Naprendszer kialakulásának szakaszai. A Nap protoplanetáris korongja környezetének összetétele, evolúciójának tanulmányozása numerikus kétdimenziós gázdinamikai modellel, amely megfelel a gáznemű közeg tengelyszimmetrikus mozgásának gravitációs térben.

tanfolyami munka, hozzáadva 2012.05.29


A csillagok jellemzői. Csillagok a világűrben. A csillag egy plazmagolyó. A csillagfolyamatok dinamikája. Naprendszer. Csillagközi közeg. A csillagfejlődés fogalma. Csillagképződés folyamata. A csillag, mint dinamikus önszabályozó rendszer.

absztrakt, hozzáadva: 2008.10.17


Nyolcadik bolygó a Naptól. A Neptunusz bolygó néhány paramétere. Kémiai összetétel, fizikai feltételek, szerkezet, légkör. A felületek hőmérséklete. A Neptunusz műholdai, méretük, jellemzőik, felfedezéstörténetük. A Neptunusz gyűrűi, mágneses mező.

2. dia

GALAXIA A galaxis csillagokból, csillagközi gázokból, porból és sötét anyagból álló nagy rendszer, amelyet gravitációs erők kötnek össze. A galaxisok általában 10 milliótól több billióig terjedő csillagot tartalmaznak, amelyek egy közös súlypont körül keringenek. Az egyes csillagokon és a ritka csillagközi közegen kívül a legtöbb galaxis sok több csillagrendszert, csillaghalmazt és különféle ködöt is tartalmaz. A galaxisok átmérője általában több ezer és több százezer fényév között van, a köztük lévő távolságokat pedig millió fényévben számítják.

3. dia

Számtalan csillag van az égen. Tiszta időben azonban csak körülbelül 2,5 ezren figyelhetők meg szabad szemmel minden féltekén. A csillagok egyenetlenül oszlanak el az Univerzumban, különböző számú csillagból álló galaxisokat alkotnak: több tízezertől százmilliárdig.Az Univerzumban számtalan galaxis található. A csillagok olyan messze vannak tőlünk, hogy még a legerősebb távcsőben is pontként láthatók. A Naphoz legközelebbi csillag, a Proxima Centauri 4,25 fényévnyire, a legközelebbi galaxis, a Nyilas törpegalaxis pedig 80 ezer fényévre található. Csillagok

4. dia

A csillagközi gáz egy ritka gázhalmazállapotú közeg, amely kitölti a csillagok közötti teret. A csillagközi gáz átlátszó. A galaxisban lévő csillagközi gáz össztömege meghaladja a 10 milliárd naptömegét, vagy a galaxisunkban lévő összes csillag össztömegének több százalékát. Kémiai összetétele megközelítőleg megegyezik a legtöbb csillagéval: hidrogénből és héliumból áll (az atomok száma szerint 90%, illetve 10%-ban), valamint kis mennyiségű nehezebb elemek keverékéből. A hőmérséklettől és sűrűségtől függően a csillagközi gáz molekuláris, atomi vagy ionizált állapotban van. Csillagközi gáz

5. dia

A csillagközi por a csillagközi gáz szilárd mikroszkopikus részecskéinek keveréke. A csillagközi por teljes tömege a gáz tömegének körülbelül 1%-a. A csillagközi porrészecskék mérete 0,01-0,02 mikron. A porszemcséknek valószínűleg van egy tűzálló magja (grafit, szilikát vagy fém), amelyet szerves anyag vagy jeges héj vesz körül. A legújabb tanulmányok azt mutatják, hogy a porszemcsék általában nem gömb alakúak. A por befolyásolja a csillagok optikai emisszióját, ami a csillagok fényének elnyeléséhez, kivörösödéséhez és polarizációjához vezet. Csillagközi por

6. dia

A csillagászati ​​objektumok azon halmazának általános elnevezése, amelyek a modern csillagászat eszközeivel közvetlen megfigyelésre megközelíthetetlenek (vagyis nem bocsátanak ki kellő intenzitású elektromágneses sugárzást a megfigyeléshez), de a megfigyelt objektumokra kifejtett gravitációs hatások révén közvetetten megfigyelhetők. A rejtett tömeg általános problémája két problémából áll: asztrofizikai, vagyis a gravitációsan kötött objektumok és rendszereik – például galaxisok és halmazaik – megfigyelt tömegének ellentmondása a gravitációs hatások által meghatározott megfigyelt paraméterekkel; kozmológiai - ellentmondások a megfigyelt kozmológiai paraméterek és az Univerzum asztrofizikai adatokból nyert átlagos sűrűsége között. Sötét anyag

7. dia

A Nap, a Naprendszer központi teste egy forró gázgömb. 750-szer nagyobb tömegű, mint a Naprendszer összes többi teste együttvéve. Éppen ezért a Naprendszerben nagyjából úgy tekinthetjük, hogy minden a Nap körül kering. A Nap 330 000-szeresen haladja meg a Földet. A Nap átmérője a miénkhez hasonló, 109 bolygóból álló láncot tud befogadni. A Nap a Földhöz legközelebb eső csillag, ez az egyetlen csillag, amelynek látható korongja szabad szemmel is látható. Az összes többi, tőlünk fényévnyire lévő csillag, még akkor sem, ha nagy teljesítményű távcsövön keresztül nézzük, semmilyen részletet nem fed fel felszínéről. A Nap fénye 8 és egy harmadik perc alatt ér el hozzánk. Az egyik hipotézis szerint a Nappal együtt alakult ki bolygórendszerünk, a Föld, majd a rajta lévő élet. Nap

8. dia

A párhuzamos világ egy olyan valóság, amely valahogy a miénkkel egyidejűleg, de attól függetlenül létezik. Ez az autonóm valóság különböző méretű lehet: egy kis földrajzi területtől a teljes univerzumig. Egy párhuzamos világban az események a maguk módján történnek, mind az egyes részletekben, mind pedig gyökeresen, szinte mindenben eltérhet a mi világunktól. Egy párhuzamos világ fizikai törvényei nem feltétlenül hasonlítanak a mi világunk törvényeihez; különösen néha megengedett az olyan jelenségek, mint a mágia párhuzamos világokban való létezése. Párhuzamos világ

9. dia

A nagy űrhajós, Jurij Alekszejevics Gagarin 1934. március 9-én született Klushino faluban, a Gzhatsky kerületben, az RSFSR nyugati régiójában, nem messze Gzhatsk városától (később Gagarin városává nevezték át) Gagarinsky körzetében, Szmolenszk régióban. 1961. április 12-én a Vostok űrszonda a világon először indult el a Bajkonuri kozmodrómról Jurij Alekszejevics Gagarin pilóta-űrhajóssal a fedélzetén. Ezért a bravúrért elnyerte a Szovjetunió hőse címet, és 1962. április 12-től Gagarin űrrepülésének napját ünnepnapnak - a kozmonautika napjának - nyilvánították. Jurij Alekszejevics Gagarin A BOLYGÓ ELSŐ KÖZMONAUTÁSA

10. dia

Az üstökösök kis, ködös megjelenésű égitestek, amelyek rendszerint megnyúlt pályán keringenek a Nap körül. A Naphoz közeledve az üstökösök kómát, néha gáz- és porfarkot képeznek. Az atommag az üstökös szilárd része, amely viszonylag kis méretű. Egy aktív üstökös magja körül (a Naphoz közeledve) kóma alakul ki. Az üstökösmagok jégből állnak, kozmikus por és fagyott illékony vegyületek hozzáadásával: szén-monoxid és -dioxid, metán, ammónia. Üstökösök Uljanovszk 2009

Az összes dia megtekintése

"A galaxisok és csillagok eredete" - A látható univerzum. Galaxisok szuperhalmazainak kialakulása. A galaxisok visszavonulása. Tejút. Az univerzum kritikus sűrűsége. Hadron korszak. Az Univerzum sűrűsége. Naprendszer. Kiterjesztés. Csillagászati ​​szerkezetek. Az Univerzum tágulása az Ősrobbanás következtében jött létre. Sűrűség. Nukleoszintézis a korai univerzumban.

„A galaxisok tulajdonságai” – A spirálgalaxisok típusai. Ultrakompakt törpegalaxisok. Szabálytalan galaxisok. Spirális galaxisok. Gravitációhoz kötött rendszer. Kis Magellán-felhő. Androméda köd. Seyfert galaxisok. A galaxisok kora. Elliptikus galaxisok. A spirálgalaxisok összetétele. Nagy Magellán-felhő.

„Galaxisok és csillagok” – Fekete lyuk. A metagalaxis kora. Északi irány. Androméda köd. A galaxisok típusai. A termonukleáris reakció energiája. Elektronok. A csillagok létezésének szakaszai. Átváltozások. A galaxisok nem egyenletesen oszlanak el. Anyag. A csillagkeletkezés szakaszai. Gázciklus. Alapfogalmak. Galaxisok és csillagok.

„Galaxisok típusai” – Galaxisok. A galaxisok térbeli elrendezése. Galaxishalmazok. Szabálytalan galaxisok. Kvazárok és kvazágok. Távolság a galaxistól. Hubble hangvilla osztályozás. Elliptikus galaxisok. Spirális galaxisok. Linearitás. Protogalaktikus felhők. Soros spirálgalaxisok. Hubble törvénye.

„Galaxisok és ködök” – A galaxis csillagokból, csillagközi gázokból, porból és sötét anyagból álló rendszer. . Kis és nagy Magellán-felhők. Macskaszem-köd. Androméda-köd a Földről nézve. Gyűrűs köd. Androméda köd. Galaxy Sombrero. Lófej-köd. Teleszkóp kép az űrből. Az 1990-es évek elejére már nem volt több mint 30 galaxis.

"Galaxis típusai" - Szűz A galaxis sugárhajtással. Szabálytalan galaxis NGC1313. NGC5128 rádiógalaxis (Centaurus A). Galaxy M64 (Eye). Galaxy M101. NGC2997 spirálgalaxis. Quasar 3C273. Az M31 spirálgalaxis a Tejútrendszer mellett a Helyi Csoport tagja. Metsző spirálgalaxis NGC 1365. Interacting Wheel galaxis.

Összesen 12 előadás hangzik el