Презентація на тему міжзоряного середовища. Міжзоряний пил. Походження космічних променів

«Питання щодо астрономії» - Передача зображення. М.В. Ломоносів. Які астрономічні знаки на прапорах. Сатурн. Какконі в Моррісон запропонували дуже витончену ідею. Розгадайте кросворд. Юпітер. Планета Сонячної системи має найменші розміри. Цей фізичний параметр будь-якого тіла дорівнює нулю. 4 жовтня 1957 р. за допомогою потужної ракети розвинув швидкість 28 000 км/год.

"Астрономічна конференція" - XI конференція "Фізика Галактики" проходила на турбазі "Кришталева" в мальовничих околицях Свердловська. Незабутні зустрічі з В.С.Осканяном, Н.С.Чорних та ін. Сприятливі можливості для оцінки та самооцінки наукової та професійної підготовки фахівців різними вишами. П.Є.Захарова Уральський державний університет.

"Методи астрономії" - Випромінювання в радіолініях. Допоміжні інструменти та методи астрономії. Позагалактичні дослідження. Т. Метьюз та А. Сендідж. Наглядові підстави. Теорія радіальних пульсацій. Хендрік ван де Хюлст. Позагалактична радіоастрономія. Роберт Трюмплер. Сонячний спалах. І.С. Шкловський. Б.В. Кукаркін.

«Астрофізика» – Відкриття Урану. Перші виміри паралаксів. Ми отримали зовсім іншу картину світу. Знімки Хаббла. Несподіване відкриття. Як це працює. Яка екзопланета була відкрита першою. Відкриття розсунуло межі Сонячної системи. Відкриття міжзоряного середовища. Вперше надійно було встановлено масштаб міжзоряних відстаней.

"Галактичні космічні промені" - Магнітосфера Землі. Наземні установки. приклад оптичного детектора. Історія відкриття космічного проміння. Радіація. Частинки. Бруно Россі. Супутники. Розряджання електроскопа. Сонячний протуберанець. Перші наукові гіпотези. Космічні промені. Реєстрація ШАЛ на землі. США. Експерименти Скобельцин. Результати вимірів.

«Космічні промені» – Навчальний процес. Цетральна частина. Berkeley Lab Cosmic Ray Detector. Сцинтиляційний детектор. Космічні промені. Перевипромінювачі. Зливова установка. Сцинтиляційне складання. Термостабілізація у дії. Електроніка детектор. Методика реєстрації ШАЛ. Комунікації. Схема сцинтиляційного складання детектора.

Всього у темі 23 презентації

Спочатку туманностями в астрономії називали будь-які нерухомі протяжні (дифузні) астрономічні об'єкти, що світяться, включаючи зоряні скупчення або галактики за межами Чумацького Шляху, які не вдавалося дозволити на зірки. Деякі приклади такого використання збереглися досі. Наприклад, Галактику Андромеди іноді називають "Туманністю Андромеди". Так, Шарль Месьє, що інтенсивно займався пошуком комет, склав у 1787 р. каталог нерухомих дифузних об'єктів, схожих на комети. У каталог Месьє потрапили як власне туманності, так і галактики (наприклад, згадана вище галактика Андромеди М31) та кульові зоряні скупчення (М13 скупчення Геркулеса). З розвитком астрономії і роздільної здатності телескопів, поняття «туманність» дедалі більше уточнювалося: частина «туманностей» було ідентифіковано як зоряні скупчення, виявили темні (поглинаючі) газопилові туманності і, нарешті, 1920-х гг. спочатку Лундмарку, та був і Хабблу вдалося розв'язати зірки периферійні області низки галактик і цим встановити їх природу. З цього часу термін «туманність» вживається у наведеному вище значенні.

Первинна ознака, що використовується при класифікації туманностей, поглинання або випромінювання (розсіювання) ними світла, тобто за цим критерієм туманності поділяються на темні та світлі. Перші спостерігаються завдяки поглинанню випромінювання розташованих за ними джерел, другі завдяки власному випромінюванню або відбиття (розсіювання) світла розташованих поруч зірок. Природа випромінювання світлих туманностей, джерела енергії, які збуджують їхнє випромінювання, залежить від їхнього походження і може мати різноманітну природу; часто в одній туманності діють кілька механізмів випромінювання. Розподіл туманностей на газові та пилові значною мірою умовний: усі туманності містять і пил, і газ. Такий поділ історично обумовлено різними способами спостереження та механізмами випромінювання: наявність пилу найбільш яскраво спостерігається при поглинанні випромінювання темними туманностями розташованих за ними джерел і при відображенні або розсіюванні, або перевипромінюванні пилом, що міститься в туманності випромінювання розташованих поблизу або самої туманності зірок; власне випромінювання газової компоненти туманності спостерігається при її іонізації ультрафіолетовим випромінюванням розташованої в туманності гарячої зірки (емісійні області H II іонізованого водню навколо зіркових асоціацій або планетарні туманності) або при нагріванні міжзоряного середовища ударною хвилею внаслідок вибуху наднової або впливу потужного зв'язку.

Темні туманності є щільними (зазвичай молекулярними) хмарами міжзоряного газу та міжзоряного пилу, непрозорі через міжзоряне поглинання світла пилом. Зазвичай вони помітні на тлі світлих туманностей. Рідше темні туманності видно прямо на тлі Чумацького Шляху. Такі туманність Вугільний Мішок і безліч дрібніших, званих гігантськими глобулами. Туманність Кінська Голова, знімок телескопа Хаббл

Міжзоряне поглинання світла A v темних туманностях коливається в широких межах, від 110 m до m найбільш щільних. Будова туманностей з великими A v піддається вивченню лише методами радіоастрономії та субміліметрової астрономії, в основному за спостереженнями молекулярних радіоліній та інфрачервоного випромінювання пилу. Часто всередині темних туманностей виявляються окремі ущільнення з A v до m у яких, мабуть, формуються зірки. У тих частинах туманностей, які напівпрозорі в оптичному діапазоні добре помітна волокниста структура. Волокна і загальна витягнутість туманностей пов'язані з наявністю в них магнітних полів, що ускладнюють рух речовини упоперек силових ліній і призводять до розвитку ряду видів магнітогідродинамічних нестійкостей. Пиловий компонент речовини туманностей пов'язаний з магнітними полями через те, що порошинки електрично заряджені.

Відбивні туманності є газово-пиловими хмарами, що підсвічуються зірками. Якщо зірка (зірки) знаходяться в міжзоряній хмарі або поряд з ним, але недостатньо гаряча (гарячі), щоб іонізувати навколо себе значну кількість міжзоряного водню, то основним джерелом оптичного випромінювання туманності виявляється світло зірок, що розсіюється міжзоряним пилом. Прикладом таких туманностей є туманності навколо яскравих зірок у скупченні Плеяди. Відбивна туманність «Ангел» знаходиться на висоті 300 пк над площиною галактики

Більшість відбивних туманностей розташовані поблизу площини Чумацького шляху. У ряді випадків спостерігаються відбивні туманності на високих галактичних широтах. Це газово-пилові (часто молекулярні) хмари різних розмірів, форми, щільності та маси, що підсвічуються сукупним випромінюванням зірок диска Чумацького Шляху. Вони важкі для вивчення через дуже низьку поверхневу яскравість (зазвичай набагато слабше фону неба). Іноді, проеціруясь на зображеннях галактик, вони призводять до появи на фотографіях галактик неіснуючих насправді деталей хвостів, перемичок тощо. Деякі відбивні туманності мають кометоподібний вигляд і називаються кометарними. У «голові» такої туманності перебуває зазвичай змінна зірка типу Т Тельця, що висвітлює туманність. Такі туманності нерідко мають змінну яскравість, відстежуючи (із запізненням на час поширення світла) змінність випромінювання зірок, що висвітлюють їх. Розміри кометарних туманностей зазвичай малі соті частки парсека.

Рідкісним різновидом відбивної туманності є так звана світлова луна, що спостерігалася після спалаху Нової зірки 1901 в сузір'ї Персея. Яскравий спалах нової зірки підсвітив пил, і кілька років спостерігалася слабка туманність, що поширювалася на всі боки зі швидкістю світла. Крім світлового луни після спалахів нових зірок утворюються газові туманності, подібні до залишків спалахів наднових зірок. Відбивна туманність Меропи

Багато відбивні туманності мають тонковолокнисту структуру систему майже паралельних волокон завтовшки кілька сотих або тисячних часток парсека. Походження волокон пов'язане з жолобковою або перестановною нестійкістю туманності, пронизаної магнітним полем. Волокна газу та пилу розсувають силові лінії магнітного поля та впроваджуються між ними, утворюючи тонкі нитки. Вивчення розподілу яскравості та поляризації світла по поверхні відбивних туманностей, а також вимірювання залежності цих параметрів від довжини хвилі дозволяють встановити такі властивості міжзоряного пилу, як альбедо, індикатрису розсіювання, розмір, форму та орієнтацію порошин.

Туманності, іонізовані випромінюванням, ділянки міжзоряного газу, сильно іонізованого випромінюванням зірок або інших джерел іонізуючого випромінювання. Найяскравішими та найпоширенішими, а також найбільш вивченими представниками таких туманностей є області іонізованого водню (зони H II). У зонах H II речовина практично повністю іонізована і нагріта до температури ~10 4 До ультрафіолетовим випромінюванням зірок, що знаходяться в них. Усередині зон HII все випромінювання зірки в лайманівському континуумі переробляється на випромінювання в лініях субординатних серій, відповідно до теореми Росселанда. Тому в спектрі дифузних туманностей дуже яскраві лінії серії Бальмерівської, а також лінія Лайман-альфа. Лише розріджені зони H II низької щільності іонізовані випромінюванням зірок, у т. зв. корональний газ.

Туманності, іонізовані випромінюванням, виникають також навколо потужних рентгенівських джерел у Чумацькому Шляху та інших галактиках (зокрема в активних ядрах галактик і квазарах). Для них часто характерні вищі температури, ніж у зонах H II, і вищий рівень іонізації важких елементів Гігантська область зіркоутворення NGC 604.

Різновидом емісійних туманностей є планетарні туманності, утворені верхніми шарами атмосфер зірок; зазвичай це оболонка, скинута зіркою-гігантом. Туманність розширюється та світиться в оптичному діапазоні. Перші планетарні туманності відкрили У. Гершелем близько 1783 р. і названі за їх зовнішню подібність із дисками планет. Однак далеко не всі планетарні туманності мають форму диска: багато хто має форму кільця або симетрично витягнуті вздовж деякого напрямку (біполярні туманності). Усередині них помітна тонка структура у вигляді струменів, спіралей, дрібних глобул. Швидкість розширення планетарних туманностей км/с, діаметр 0,010,1 пк, типова маса близько 0,1 маси Сонця, життя близько 10 тис. років. Планетарна туманність «Котяче око».

Різноманітність та численність джерел надзвукового руху речовини у міжзоряному середовищі призводять до великої кількості та різноманітності туманностей, створених ударними хвилями. Зазвичай такі туманності недовговічні, тому що зникають після вичерпання кінетичної енергії газу, що рухається. Основними джерелами сильних ударних хвиль у міжзоряному середовищі є вибухи зірок скидання оболонок при спалахах наднових та нових зірок, а також зірковий вітер. У всіх випадках є точкове джерело викиду речовини (зірка). Створені таким чином туманності мають вигляд оболонки, що розширюється, за формою близькою до сферичної. Речовина, що викидається, має швидкості близько сотень і тисяч км/с, тому температура газу за фронтом ударної хвилі може досягати багатьох мільйонів і навіть мільярдів градусів.

Газ, нагрітий до температури кілька мільйонів градусів, випромінює головним чином рентгенівському діапазоні як у безперервному спектрі, і у спектральних лініях. В оптичних спектральних лініях світиться дуже слабко. Коли ударна хвиля зустрічає неоднорідності міжзоряного середовища, вона огинає ущільнення. Усередині ущільнень поширюється повільніша ударна хвиля, що викликає випромінювання в спектральних лініях оптичного діапазону. В результаті виникають яскраві волокна, добре помітні на фотографіях. Основний ударний фронт, обтискаючи потік міжзоряного газу, наводить його на рух у бік свого поширення, але з меншою, ніж у ударної хвилі, швидкістю. Туманність Олівець - Ударна хвиля від спалаху Надновий

Найбільш яскраві туманності, створені ударними хвилями, викликані вибухами наднових зірок і називаються залишками спалахів наднових зірок. Вони відіграють важливу роль у формуванні структури міжзоряного газу. Поряд з описаними особливостями для них характерне нетеплове радіовипромінювання зі статечним спектром, викликане релятивістськими електронами, що прискорюються як у процесі вибуху наднової, так і пізніше пульсаром, що зазвичай залишається після вибуху. Туманності, пов'язані з вибухами нових зірок, малі, слабкі та недовговічні Крабоподібна туманність залишок спалаху надновий 1054 г

Інший тип туманностей, створених ударними хвилями, пов'язаний із зоряним вітром від зірок Вольфа Райє. Ці зірки характеризуються дуже потужним зоряним вітром з потоком маси на рік і швидкістю закінчення (13)×103 км/с. Вони створюють туманності розміром кілька парсек з яскравими волокнами. На відміну від залишків спалахів наднових зірок, радіовипромінювання цих туманностей має теплову природу. Час життя таких туманностей обмежений тривалістю перебування зірок у стадії зірки Вольфа Райє та близько 10 5 років. Шолом Тора туманність навколо зірки Вольфа Райє

Ударні хвилі менших швидкостей виникають у областях міжзоряного середовища, в яких відбувається зіркоутворення. Вони призводять до нагрівання газу до сотень і тисяч градусів, збудження молекулярних рівнів, часткового руйнування молекул, нагрівання пилу. Такі ударні хвилі видно у вигляді витягнутих туманностей, що світяться переважно в інфрачервоному діапазоні. Ряд таких туманностей виявлено, наприклад, в осередку зіркоутворення, що з туманністю Оріона. Туманність Оріон А гігантська область зіркоутворення

Надіслати свою гарну роботу до бази знань просто. Використовуйте форму нижче

Студенти, аспіранти, молоді вчені, які використовують базу знань у своєму навчанні та роботі, будуть вам дуже вдячні.

Розміщено на http://www.allbest.ru/

МУНІЦИПАЛЬНИЙ БЮДЖЕТНИЙ ЗАГАЛЬНООСВІТНИЙ ЗАКЛАД ЛІЦЕЙ №11 МІСТА ЧЕЛЯБІНСЬКА

Реферат

на тему:

«Газопилові комплекси. Міжзоряне середовище»

Виконала:

Учениця 11е класу

Кисельова Поліна Олегівна

Перевірила:

Ликасова Алевтина Павлівна

Челябінськ 2015

ПроГОЛОВАННЯ

Вступ

1. Історія досліджень МЗС

2. Основні складові МЗС

2.1 Міжзоряний газ

2.2 Міжзоряний пил

2.3 Міжзоряна хмара

2.4 Космічні промені

2.5 Міжзоряне магнітне поле

3. Фізичні особливості МЗС

4. Туманності

4.1 Дифузна (світла) туманність

4.2 Темна туманність

5. Випромінювання

6. Еволюція міжзоряного середовища

Висновок

Список джерел

ВСТУП

Всесвіт, по суті, майже порожній простір. Лише порівняно недавно вдалося довести, що зірки існують не в абсолютній порожнечі і що космічний простір не є цілком прозорим. Зірки займають лише малу частину величезного Всесвіту. Речовина та поля, що заповнюють міжзоряне простір усередині галактик, називають міжзоряним середовищем (МЗС). Природа міжзоряного середовища століттями привертала увагу астрономів та вчених. Термін «міжзоряне середовище» вперше було використано Ф.Беконом у 1626г.

1. ІСТОРІЯ ДОСЛІДЖЕНЬМЗС

Ще середині 19 в. російський астроном В.Струвенамагався науковими методами знайти незаперечні свідчення того, що простір не порожній, і в ньому відбувається поглинання світла далеких зірок, але безуспішно. міжзоряний середа хмара газ

Пізніше німецький астрофізик Ф.Гартманпроводив дослідження спектра Дельти Оріона та вивчав рух по орбіті компаньйонів системи Дельти Оріона та світло, що приходить від зірки. Зрозумівши, що деяка частина світла поглинається на шляху до Землі, Гартман писав, що «лінія поглинання кальцію дуже слабка», а також, що «деяким сюрпризом виявилося, що лінії кальцію на довжині хвилі 393,4 нанометрів не рухаються в періодичній розбіжності ліній спектра, що є у спектроскопічно-подвійних зірках». Стаціонарна природа цих ліній дозволила Гартману припустити, що газ, відповідальний за поглинання, немає у атмосфері Дельти Оріона, але, навпаки, перебуває поза зіркою і між зіркою і спостерігачем. Це дослідження стало початком вивчення міжзоряного середовища.

Інтенсивні дослідження міжзоряної матерії дозволили У. Пікерінгв 1912 році заявити, що «міжзоряне поглинаюче середовище, яке як показав Каптейн, поглинає тільки на деяких хвилях, може свідчити про наявність газу та газоподібних молекул, які вириваються Сонцем та зірками».

У тому ж 1912-му році Ст.Гессвідкрив космічні промені, енергійні заряджені частинки, які бомбардують Землю із космосу. Це дозволило заявити деяким дослідникам, що вони також наповнюють міжзоряне середовище.

Після досліджень Гартмана, 1919 року, Егерпід час вивчення ліній поглинання на хвилях 589,0 та 589,6 нанометрів у системах Дельти Оріона та Бети Скорпіона виявив у міжзоряному середовищі натрій.

Наявність поглинаючого розрідженого середовища було переконливо показано менше ста років тому, у першій половині 20 ст, шляхом порівняння властивостей далеких зоряних скупчень, що спостерігаються, на різних відстанях від нас. Це було зроблено незалежно американським астрономом Робертом Трюмплером(1896-1956) та радянським астрономом Б.А.Воронцова-Вельямінова(1904-1994). Точніше, так була виявлена ​​одна із складових міжзоряного середовища - дрібний пил, через який міжзоряне середовище виявляється не цілком прозорим, особливо у напрямках, близьких до напрямку на Чумацький Шлях. Присутність пилу означало, як і видима яскравість, і колір далеких зірок спотворені спотворені, і щоб дізнатися їх справжні значення, потрібен досить складний облік поглинання. Пил, таким чином, був сприйнятий астрономами як прикра перешкода, що заважає дослідженню далеких об'єктів. Але одночасно виник інтерес і до вивчення пилу як фізичного середовища - вчені стали з'ясовувати, як порошинки виникають і руйнуються, як реагує пил на випромінювання, яку роль відіграє пил у освіті зірок.

З розвитком радіоастрономії у другій половині 20 ст. з'явилася можливість дослідити міжзоряне середовище з його радіовипромінювання. Внаслідок цілеспрямованих пошуків було виявлено випромінювання атомів нейтрального водню у міжзоряному просторі на частоті 1420 МГц (що відповідає довжині хвилі 21 см). Випромінювання на цій частоті (або, як кажуть, у радіолінії) передбачив голландський астроном Хендрік ван де Хюлств 1944 на підставі квантової механіки, а виявлено воно було в 1951 після розрахунку її очікуваної інтенсивності радянським астрофізиком І.С.Шкловським. Шкловський вказав і можливість спостереження випромінювання різних молекул у радіодіапазоні, яке, справді, пізніше виявлено. Маса міжзоряного газу, що складається з нейтральних атомів і дуже холодного молекулярного газу, виявилося приблизно в сто разів більшою, ніж маса розрідженого пилу. Але газ цілком прозорий для видимого світла, тому його не можна було виявити тими ж методами, якими було відкрито пил.

З появою рентгенівських телескопів, що встановлюються на космічних обсерваторіях, було виявлено ще один, найбільш гарячий компонент міжзоряного середовища - дуже розріджений газ із температурою в мільйони та десятки мільйонів градусів. Ні за оптичними спостереженнями, ні за спостереженнями в радіолініях цей газ «побачити» неможливо - середовище надто розріджене і повністю іонізоване, проте він заповнює суттєву частку обсягу всієї нашої Галактики.

Швидкий розвиток астрофізики, що вивчає взаємодію речовини та випромінювання у космічному просторі, як і поява нових можливостей спостережень, дозволило детально дослідити фізичні процеси у міжзоряному середовищі. Виникли цілі наукові напрями - космічна газодинамікаі космічна електродинаміка, Що вивчають властивості розріджених космічних середовищ Астрономи навчилися визначати відстані до газових хмар, вимірювати температуру, густину та тиск газу, його хімічний склад, оцінювати швидкості руху речовини. У другій половині 20 ст. виявилася складна картина просторового розподілу міжзоряного середовища та його взаємодії із зірками. Виявилося, що від щільності та кількості міжзоряного газу та пилу залежить можливість зародження зірок, а зірки (насамперед, найбільш масивні з них), у свою чергу, змінюють властивості навколишнього міжзоряного середовища – нагрівають його, підтримують безперервний рух газу, поповнюють середовище своєю речовиною. змінюють її хімічний склад.

2. ОСНОВНІ Складові МЗС

Міжзоряне середовище включає міжзоряний газ, пил (1 % від маси газу), міжзоряні магнітні поля, міжзоряну хмару, космічні промені, а також темну матерію. Хімічний склад міжзоряного середовища - продукт первинного нуклеосинтезу та ядерного синтезу у зірках.

2 .1 Міжзоряний газ

Міжзоряний газ - це розріджене газове середовище, що заповнює весь простір між зірками. Міжзоряний газ прозорий. Повна маса міжзоряного газу Галактиці перевищує 10 мільярдів мас Сонця чи кілька відсотків сумарної маси всіх зірок нашої Галактики. Середня концентрація атомів міжзоряного газу не перевищує 1 атома в смі. Щільність газу в середньому становить близько 10×21 кг/мі. Хімічний склад приблизно такий самий, як і у більшості зірок: він складається з водню та гелію з невеликою домішкою більш важких елементів. Залежно від температури та щільності міжзоряний газ перебуває у молекулярному, атомарному чи іонізованому станах. Ультрафіолетові промені на відміну від променів видимого світла поглинаються газом і віддають йому свою енергію. Завдяки цьому гарячі зірки своїм ультрафіолетовим випромінюванням нагрівають навколишній газ до температури приблизно 10 000 К. Нагрітий газ починає випромінювати світло, і ми спостерігаємо його як світлу газову туманність. Холодніший, «невидимий» газ спостерігають радіоастрономічними методами. Атоми водню в розрідженому середовищі випромінюють радіохвилі на довжині хвилі близько 21 см. Тому від областей міжзоряного газу безперервно поширюються потоки радіохвиль. Приймаючи та аналізуючи це випромінювання, вчені дізнаються про щільність, температуру та рух міжзоряного газу в космічному просторі.

2 .2 Міжзоряний пил

Міжзоряний пил - тверді мікроскопічні частинки, що поряд з міжзоряним газом заповнюють простір між зірок. В даний час вважається, що порошинки мають тугоплавке ядро, оточене органічною речовиною або крижаною оболонкою. Хімічний склад ядра визначається тим, в атмосфері яких зірок вони сконденсувалися. Наприклад, у випадку вуглецевих зірок, вони будуть складатися з графіту і карбіду кремнію.

Типовий розмір частинок міжзоряного пилу від 0,01 до 0,2 мкм, повна маса пилу становить близько 1% від маси газу. Світло зірок нагріває міжзоряний пил до кількох десятків K, завдяки чому міжзоряний пил є джерелом довгохвильового інфрачервоного випромінювання.

Пил також впливає на хімічні процеси, що проходять у міжзоряному середовищі: пилові гранули містять важкі елементи, які використовуються як каталізатор у різних хімічних процесах. Гранули пилу беруть участь і в освіті молекул водню, що збільшує темп зіркоутворення у метало-бідних хмарах.

2 .3 Міжзоряна хмара

Міжзоряна хмара - загальна назва для скупчень газу, плазми та пилу в нашій та інших галактиках. Іншими словами, міжзоряна хмара має більш високу щільність, ніж середня щільність міжзоряного середовища. Залежно від щільності, розміру та температури даної хмари, водень у ній може бути нейтральним, іонізованим (тобто у вигляді плазми) або молекулярним. Нейтральні та іонізовані хмари іноді називають дифузними хмарами, тоді як молекулярні хмари називають щільними хмарами.

Аналіз складу міжзоряних хмар здійснюється шляхом вивчення їхнього електромагнітного випромінювання за допомогою великих радіотелескопів. Досліджуючи спектр випромінювання міжзоряної хмари та зіставляючи її із спектром конкретних хімічних елементів, можна визначити хімічний склад хмари.

Зазвичай близько 70 % маси міжзоряної хмари становить водень, частина, що залишилася, припадає в основному на гелій. У хмарах також є сліди важких елементів: металів, таких як кальцій, нейтральний або у формі катіонів Ca+ (90 %) і Ca++ (9 %), і неорганічні сполуки, такі як вода, оксид вуглецю, сірководень, аміак та ціаністий водень.

2 .4 Космічні промені

Космічні промені - елементарні частинки і ядра атомів, що рухаються з високими енергіями в космічному просторі. Їх основним (але не єдиним) джерелом є вибухи наднових зірок.

Первинними прийнято називати позагалактичні та галактичні промені. Вторинними прийнято називати потоки частинок, що проходять і трансформуються в атмосфері Землі.

Космічні промені є складовою природної радіації (фонової радіації) лежить на Землі й у атмосфері.

Хімічний спектр космічних променів у перерахунку енергії на нуклон більш ніж на 94% складається з протонів, ще на 4% – з ядер гелію (альфа-часток). Є також ядра інших елементів, але їхня частка значно менша.

За кількістю частинок космічні промені на 90 відсотків складаються з протонів, на 7 відсотків - з ядер гелію, близько 1 відсотка складають важчі елементи, і близько 1 відсотка посідає електрони.

2 .5 Міжзорове магнітне поле

Частинки рухаються у слабкому магнітному полі міжзоряного простору, індукція якого приблизно в сто тисяч разів менша, ніж у магнітного поля Землі. Міжзоряне магнітне поле, діючи на заряджені частинки із силою, яка залежить від їхньої енергії, «заплутує» траєкторії частинок, і вони безперервно змінюють напрямок свого руху в Галактиці. Заряджені частинки, що летять у міжзоряному магнітному полі, відхиляються від прямих траєкторій під впливом сили Лоренца. Їхні траєкторії ніби «намотуються» на лінії магнітної індукції.

3. ФІЗИЧНІ ОСОБЛИВОСТІ МЗС

· Відсутність локальної термодинамічної рівноваги(ЛТР)- зстан системи, при якому залишаються незмінними за часом макроскопічні величини цієї системи (температура, тиск, об'єм, ентропія) в умовах ізольованості від навколишнього середовища.

· Теплова нестійкість

Умова теплової рівноваги може не виконуватися. Існує магнітне поле, яке перешкоджає стиску, якщо воно не відбувається вздовж ліній поля. По-друге, міжзоряне середовище перебуває у безперервному русі та її локальні властивості безперервно змінюються, у ньому з'являються нові джерела енергії та зникають старі. По-третє, крім термодинамічної нестійкості існують гравітаційна та магнітогідродинамічна. І це без урахування всякого роду катаклізмів у вигляді спалахів наднових, приливних впливів, що проходять по сусідству галактик, або проходження самого газу через спіральні гілки Галактики.

· Заборонені лінії та лінія 21 см

Відмінною особливістю оптично тонкого середовища є випромінювання в заборонених лініях. Забороненими називають лінії, які заборонені правилами відбору, тобто походять із метастабільних рівнів (квазістійкої рівноваги). Характерний час життя електрона на цьому рівні - від кількох доби. При високих концентраціях частинок їхнє зіткнення знімає збудження і лінії не спостерігаються через крайню слабкість. При малих щільностях інтенсивність лінії залежить від ймовірності переходу, оскільки мала ймовірність компенсується великою кількістю атомів що у метастабільному стані. Якщо ЛТР немає, то заселення енергетичних рівнів слід розраховувати з балансу елементарних процесів збудження та деактивації.

Найважливішою забороненою лінією МЗС є радіолінія атомарного водню 21см. Ця лінія виникає при переході між підрівнями надтонкої структури рівня водню, пов'язаними з наявністю спина у електрона та протона. Імовірність цього переходу (тобто 1 раз на 11 млн років).

Дослідження радіолінії 21 см дозволили встановити, що нейтральний водень в галактиці в основному укладений у дуже тонкому, товщиною 400 пк, шарі біля площини Галактики.

· Вмороження магнітного поля.

Вмороженість магнітного поля означає збереження магнітного потоку через будь-який замкнутий провідний контур при його деформації. У лабораторних умовах магнітний потік можна вважати таким, що зберігається в середовищах з високою електропровідністю. У межі нескінченної електропровідності нескінченне мале електричне поле викликало зростання струму до нескінченної величини. Отже ідеальний провідник не повинен перетинати магнітні силові лінії, і таким чином збуджувати електричне поле, а навпаки, повинен захоплювати за собою лінії магнітного поля, магнітне поле виявляється ніби вмороженим у провідник.

Реальна космічна плазма далеко не ідеальна і вмороженість варто розуміти в тому сенсі, що потрібен дуже великий час для зміни потоку через контур. Насправді це означає, що ми можемо вважати поле постійним поки хмара стискається, звертається тощо.

4. ТУМАННОСТІ

Туманність- Ділянка міжзоряного середовища, що виділяється своїм випромінюванням або поглинанням випромінювання на загальному тлі неба. Туманності складаються з пилу, газу та плазми.

Первинний ознака, що використовується при класифікації туманностей - поглинання, або випромінювання або розсіювання ними світла, тобто за цим критерієм туманності поділяються на темні та світлі.

Розподіл туманностей на газові та пилові значною мірою умовний: усі туманності містять і пил, і газ. Такий поділ історично зумовлений різними способами спостереження та механізмами випромінювання: наявність пилу найбільш яскраво спостерігається при поглинанні темними туманностями випромінювання розташованих за ними джерел і при відображенні або розсіюванні, або перевипромінюванні, що міститься в туманності пилом випромінювання розташованих поблизу або в туманності зірок; власне випромінювання газової компоненти туманності спостерігається при її іонізації ультрафіолетовим випромінюванням розташованої в туманності гарячої зірки (емісійні області H II іонізованого водню навколо зоряних асоціацій або планетарні туманності) або при нагріванні міжзоряного середовища ударною хвилею внаслідок вибуху наднової або впливу потужного зірок Райє.

4 .1 Дифузна(світла)туманність

Дифузна (світла) туманність - в астрономії, загальний термін, що використовується для позначення випромінюючих світло туманностей. Три типи дифузних туманностей - це відбивна туманність, емісійна туманність (різновидом якої є протопланетарна, планетарна та область H II) та залишок наднової.

· Відбивна туманність

Відбивні туманності є газово-пиловими хмарами, що підсвічуються зірками. Якщо зірка (зірки) знаходиться в міжзоряній хмарі або поруч із нею, але недостатньо гаряча (гарячі), щоб іонізувати навколо себе значну кількість міжзоряного водню, то основним джерелом оптичного випромінювання туманності виявляється світло зірок, що розсіюється міжзоряним пилом.

Спектр відбивної туманності такий самий, як і в зірки, що її підсвічує. Серед мікроскопічних частинок, відповідальних за розсіювання світла, можна виділити частинки вуглецю (іноді їх називають діамантовим пилом), а також частинки заліза та нікелю. Останні дві взаємодіють із галактичним магнітним полем, і тому відбите світло злегка поляризоване.

Відбивні туманності зазвичай мають синій відтінок, оскільки розсіювання блакитного кольору ефективніше, ніж червоного (саме цим, зокрема, пояснюється блакитний колір піднебіння).

В даний час відомо близько 500 відбивних туманностей, найвідоміша з яких - навколо Плеяд (зоряне скупчення). Гігантська червона (спектральний клас M1) зірка Антарес оточена великою червоною відбивною туманністю. Відображувальні туманності також часто зустрічаються у місцях зіркоутворення.

1922 року Хаббл опублікував результати досліджень деяких яскравих туманностей. У цій роботі Хаббл вивів закон світності для відбивної туманності, який встановлює співвідношення між кутовим розміром туманності ( R) і видимою величиною підсвічуючої зірки ( m):

де - Константа, яка залежить від чутливості виміру.

· Емісійна туманність

Емісійна туманність - хмара іонізованого газу (плазми), що випромінює у видимому колірному діапазоні спектра. Іонізація відбувається за рахунок високоенергетичних фотонів, що випромінюються найближчою гарячою зіркою. Розрізняють кілька видів емісійних туманностей. Серед них – області H II, в яких відбувається формування нових зірок, та джерелами іонізуючих фотонів є молоді, масивні зірки, а також планетарні туманності, в яких зірка, що вмирає, відкинула свої верхні шари, і гаряче ядро, що оголилося, їх іонізує.

Планетамрна тумамність- астрономічний об'єкт, що складається з іонізованої газової оболонки та центральної зірки, білого карлика. Планетарні туманності утворюються при скиданні зовнішніх шарів (оболонок) червоних гігантів і надгігантів з масою 2,5-8 сонячних на завершальній стадії їх еволюції. Планетарна туманність - швидкоплинне (за астрономічними мірками) явище, що триває всього кілька десятків тисяч років, за тривалості життя зірки-предка в кілька мільярдів років. Нині у нашій галактиці відомо близько 1500 планетарних туманностей.

Процес утворення планетарних туманностей, поряд зі спалахами наднових, відіграє важливу роль у хімічній еволюції галактик, викидаючи в міжзоряний простір матеріал, збагачений важкими елементами - продуктами зоряного нуклеосинтезу (в астрономії важкими вважаються всі елементи, і гелію, такі як вуглець, азот, кисень та кальцій).

В останні роки з допомогою знімків, отриманих космічним телескопом «Хаббл», вдалося з'ясувати, що багато планетарних туманностей мають дуже складну і своєрідну структуру. Незважаючи на те, що приблизно п'ята частина з них має навколосферичну форму, більшість не має будь-якої сферичної симетрії. Механізми, завдяки яким можливе утворення такого різноманіття форм, на сьогоднішній день залишаються до кінця не з'ясованими. Вважається, що велику роль у цьому можуть відігравати взаємодія зоряного вітру та подвійних зірок, магнітного поля та міжзоряного середовища.

Планетарні туманності здебільшого є тьмяні об'єкти і, як правило, не видно неозброєним оком. Першою відкритою планетарною туманністю була туманність Гантельу сузір'ї Лисички.

Незвичайність природи планетарних туманностей виявилася середині ХІХ століття, з початком використання у спостереженнях методу спектроскопії. Вільям Хагінсстав першим астрономом, який отримав спектри планетарних туманностей - об'єктів, що вирізнялися своєю незвичністю. При вивченні Хаггінсом спектрів туманностей NGC6543 (Котяче Око), M27 (Гантель), M57 (кільцева туманність у Лірі)та інших, виявилося, що їх спектр надзвичайно відрізняється від спектрів зірок: всі отримані на той час спектри зірок були спектрами поглинання (безперервний спектр з великою кількістю темних ліній), в той час як спектри планетарних туманностей виявилися емісійними спектрами з невеликою кількістю емісійних ліній. , що вказувало з їхньої природу, докорінно відрізняється від природи зірок.

Планетарні туманності є заключним етапом еволюції для багатьох зірок. Типова планетарна туманність має середню довжину в один світловий рік і складається з сильно розрідженого газу щільністю близько 1000 частинок на смі, що зневажливо мало в порівнянні, наприклад, із щільністю атмосфери Землі, але приблизно в 10-100 разів більше, ніж щільність міжпланетного простору на відстані орбіти Землі від Сонця. Молоді планетарні туманності мають найбільшу щільність, що іноді досягає 10 6 частинок на смі. У міру старіння туманностей їхнє розширення призводить до зменшення щільності. Більшість планетарних туманностей є симетричними і мають майже сферичний вигляд, що не заважає їм мати безліч дуже складних форм. Приблизно 10 % планетарних туманностей майже біполярні, і лише їх кількість асиметричні. Відома навіть прямокутна планетарна туманність.

Протопланетарна туманність- це астрономічний об'єкт, який недовго існує тим часом, як середньомасивна зірка (1-8 сонячних мас) залишила асимптотичну гілку гігантів (АВГ) та наступною фазою планетарної туманності (ПТ). Протопланетарна туманність світить переважно в інфрачервоному діапазоні і є підтипом відбивних туманностей.

ОбластьHII- це хмара гарячого газу та плазми, що досягає кількох сотень світлових років у поперечнику, що є областю активного зіркоутворення. У цій галузі народжуються молоді гарячі блакитно-білі зірки, які рясно випромінюють ультрафіолетове світло, тим самим іонізуючи навколишню туманність.

Області H II можуть народжувати тисячі зірок за період лише кілька мільйонів років. Зрештою, вибухи наднових і потужний зоряний вітер, що виходить від найбільш масивних зірок у зоряному скупченні, розсіюють гази цієї області, і вона перетворюється на групу на кшталт Плеяд.

Ці області отримали свою назву через велику кількість іонізованого атомарного водню, що позначається астрономами як H II (область H I - зона нейтрального водню, а H 2 означає молекулярний водень). Їх можна помітити на значних відстанях по всьому Всесвіту, і вивчення таких областей, що знаходяться в інших галактиках, важливе для визначення відстані до останніх, а також їхнього хімічного складу.

Прикладами є туманність Кіля, туманність Тарантул,NGC 604 , Трапеція Оріону, Петля Барнарда.

· Залишок наднової

Залишок наднової(англ. S uperN ova R emnant, SNR ) - газопилевая освіта, результат того, що сталося багато десятків або сотень років тому катастрофічного вибуху зірки і перетворення її на наднову. Під час вибуху оболонка наднової розлітається на всі боки, утворюючи ударну хвилю, що розширюється з величезною швидкістю, яка і формує залишок надновий. Залишок складається з викинутого вибухом зоряного матеріалу і поглинається ударною хвилею міжзоряної речовини.

Ймовірно найкрасивіший і найкраще досліджений молодий залишок утворений надновим SN 1987 Aу Великій Магеллановій Хмарі, що спалахнула в 1987 р. Інші добре відомі залишки наднових, це Крабоподібна туманність, залишок щодо недавнього вибуху (1054 рік), залишок надновий Тихо (SN 1572) , яка отримала ім'я на честь Тихо Браге, який спостерігав і зафіксував її початкову яскравість відразу після спалаху в 1572 р., а також залишок наднової Кеплера (SN 1604) , названий на честь Йоганна Кеплера

4 .2 Темна туманність

Темна тумамнність - тип міжзоряної хмари, настільки щільної, що вона поглинає видиме світло, що походить від емісійних або відбивних туманностей (як, наприклад , туманність Кінська Голова) або зірок (наприклад, туманність Вугільний Мішок), що знаходяться позаду неї.

Поглинають світло частки міжзоряного пилу, що знаходяться в найбільш холодних і щільних частинах молекулярних хмар. Скупчення та великі комплекси темних туманностей пов'язані з гігантськими молекулярними хмарами (ГМО). Ізольовані темні туманності найчастіше бувають глобулами Бока.

Такі хмари мають дуже неправильну форму: у них немає чітко окреслених кордонів, іноді вони набувають закручених змієподібних образів. Найбільші темні туманності видно неозброєним оком, вони виступають як шматки чорноти на тлі яскравого Чумацького Шляху.

У внутрішніх частинах темних туманностей часто протікають активні процеси: наприклад, народження зірок чи мазерне випромінювання.

5. ВИМИКАННЯ

Зірковий вітер-- процес витікання речовини зі зірок у міжзоряний простір.

Речовина, з якої складаються зірки, за певних умов може долати їхнє тяжіння та викидатися у міжзоряне простір. Це відбувається в тому випадку, якщо частка в атмосфері зірки розганяється до швидкості, що перевищує другу космічну швидкість цієї зірки. Фактично швидкості частинок, з яких складається зоряний вітер, становлять сотні кілометрів на секунду.

Зоряний вітер може містити як заряджені частинки, і нейтральні.

Зірковий вітер - процес, що постійно відбувається, який призводить до зниження маси зірки. Кількісно цей процес може бути охарактеризований як кількість (маса) речовини, що втрачає зірка в одиницю часу.

Зірковий вітер може відігравати важливу роль у зоряній еволюції: оскільки в результаті цього процесу відбувається зменшення маси зірки, то від його інтенсивності залежить термін життя зірки.

Зоряний вітер є способом перенесення речовини на значні відстані у космосі. Крім того, що він сам по собі складається з речовини, що витікає зі зірок, він може впливати на навколишнє міжзоряне речовина, передаючи йому частину своєї кінетичної енергії. Так, форма емісійної туманності NGC 7635 «Бульбашка» утворилася в результаті такого впливу.

У разі закінчення речовини від кількох близько розташованих зірок, доповненого впливом випромінювання цих зірок, можлива конденсація міжзоряної речовини з подальшим зіркоутворенням.

При активному зоряному вітрі кількість речовини, що викидається, може виявитися достатньою для формування планетарної туманності.

6. ЕВОЛЮЦІЯ МІЖЗІРКОВОГО СЕРЕДОВИЩА

Еволюція міжзоряного середовища, і якщо бути точніше міжзоряного газу, тісно пов'язані з хімічної еволюцією всієї Галактики. Здавалося б, все просто: зірки поглинають газ, а потім викидають його назад, збагачуючи його продуктами ядерного горіння - важкими елементами, - таким чином, металевість повинна поступово зростати.

Теорія Великого вибуху передбачає, що під час первинного нуклеосинтезу утворилися водень, гелій, дейтерій, літій та інші легкі ядра, які розколюються ще треку Хаяші чи стадії протозвезды. Іншими словами, ми повинні спостерігати довгоживучі G-карлики з нульовою металевістю. Але таких у Галактиці не знайдено, більш того, більшість із них мають майже сонячну металевість. За непрямими даними можна судити, що щось подібне і в інших галактиках. На даний момент питання залишається відкритим і чекає на своє рішення.

У первинному міжзоряному газі був і пилу. Як зараз вважається, порошинки утворюються на поверхні старих холодних зірок і залишають її разом із витікаючою речовиною.

ВИСНОВОК

Вивчення такої складної системи як «зірки – міжзоряне середовище» виявилося дуже складним астрофізичним завданням, особливо якщо врахувати, що загальна маса міжзоряного середовища в Галактиці та її хімічний склад повільно змінюються під дією різних факторів. Тому можна сказати, що в міжзоряному середовищі відбито всю історію нашої зіркової системи тривалістю в мільярди років.

СПИСОК ДЖЕРЕЛ

1) Матеріали, взяті із сайту www.wikipedia.org

2) Матеріали, взяті із сайту www.krugosvet.ru

3) Матеріали, взяті із сайту www.bse.sci-lib.com

4) Матеріали, взяті із сайту www.dic.academic.ru

Розміщено на Allbest.ru

Подібні документи

Туманність як ділянка міжзоряного середовища, що виділяється своїм випромінюванням або поглинанням випромінювання на загальному тлі піднебіння, його різновиди та форми: емісійна, залишки наднових. Історія виникнення та розвитку деяких туманностей: Орел, Пісочний годинник.

презентація , додано 11.10.2012


Пил, газ та плазма як основні складові туманності. Класифікація туманностей, характеристика основних видів. Особливості будови дифузних, відбивних, емісійних, темних та планетарних туманностей. Формування залишку наднової зірки.

презентація , доданий 20.12.2015


Опис явищ туманності та сонячної активності. Вивчення галактичних, сонячних та космічних променів, способи їх реєстрації. Властивості міжзоряного магнітного поля. Особливості просторового розподілу галактик. Ідеї ​​про розширення Всесвіту.

короткий виклад , доданий 06.01.2012


Зіркове ядро ​​як центральна, компактна область Галактики. Основні елементи структури галактики. Розсіяний та кульовий тип скупчень. Характеристика міжзоряного газу. Загальне уявлення про світлі газові туманності. Планетарні, темні туманності.

презентація , доданий 28.09.2011


Космогонія як наука, що вивчає походження та розвиток небесних тіл. Сутність гіпотези Джинсу. Туманність, народження Сонця. Основні етапи процесу перетворення частинок туманності на планети: злипання частинок; розігрівання; вулканічна діяльність.

реферат, доданий 20.06.2011


Космічні апарати дослідження природних ресурсів Землі та контролю навколишнього середовища серії Ресурс-Ф. Основні технічні характеристики КА Ресурс-Ф1 та фотоапаратури. Космічні апарати космічної медицини та біології КА Біон, матеріалознавства Фотон.

реферат, доданий 06.08.2010


Зоряна еволюція – зміни зірки протягом її життя. Термоядерний синтез та народження зірок; планетарна туманність, протозірки. Характеристика молодих зірок, їхня зрілість, пізні роки, загибель. Нейтронні зірки (пульсари), білі карлики, чорні дірки.

презентація , додано 10.05.2012


Стадії формування Сонячної системи Склад середовища протопланетного диска Сонця, дослідження його еволюції за допомогою чисельної двовимірної газодинамічної моделі, що відповідає осесиметричному руху газового середовища у гравітаційному полі.

курсова робота , доданий 29.05.2012


Характеристика зірок. Зірки у космічному просторі. Зірка – плазмова куля. Динаміка зоряних процесів. Сонячна система. Міжзоряне середовище. Концепція зоряної еволюції. Процес зореутворення. Зірка як динамічна саморегулююча система.

реферат, доданий 17.10.2008


Восьма планета від Сонця. Деякі параметри планети Нептун. Хімічний склад, фізичні умови, будова, атмосфера. Температура поверхневих областей. Супутники Нептуна, їх розміри, характеристики, історія відкриттів. Кільця Нептуна, магнітне поле.

Слайд 2

ГАЛАКТИКА Галактикою називається велика система зі зірок, міжзоряного газу, пилу та темної матерії, пов'язана силами гравітаційної взаємодії. Зазвичай галактики містять від 10 мільйонів до кількох трильйонів зірок, що обертаються навколо загального центру тяжіння. Крім окремих зірок, і розрідженого міжзоряного середовища, більшість галактик містить безліч кратних зоряних систем, зоряних скупчень і різних туманностей. Як правило, діаметр галактик становить від кількох тисяч до кількох сотень тисяч світлових років, а відстані між ними обчислюються мільйонами світлових років.

Слайд 3

На небі безліч зірок. Однак неозброєним оком у ясну погоду можна спостерігати лише близько 2,5 тисяч у кожній із півкуль. Зірки розподілені у Всесвіті нерівномірно, утворюючи галактики, що з різного числа зірок: від десятків тисяч до сотень млрд. У всьому Всесвіті перебуває незліченну кількість галактик. Зірки знаходяться так далеко від нас, що навіть найпотужніший телескоп видно як точки. Найближча до Сонця зірка Проксима Центавра знаходиться на відстані 4,25 світлових років, а до найближчої галактики Карликової галактики в Стрільці - 80 тисяч світлових років. Зірки

Слайд 4

Міжзоряний газ - це розріджене газове середовище, що заповнює весь простір між зірками. Міжзоряний газ прозорий. Повна маса міжзоряного газу Галактиці перевищує 10 мільярдів мас Сонця чи кілька відсотків сумарної маси всіх зірок нашої Галактики. Хімічний склад приблизно такий самий, як і у більшості зірок: він складається з водню та гелію (90 % і 10 % за кількістю атомів, відповідно) з невеликою домішкою більш важких елементів. Залежно від температури та щільності міжзоряний газ перебуває у молекулярному, атомарному чи іонізованому станах. Міжзоряний Газ

Слайд 5

Міжзоряний пил – домішка твердих мікроскопічних частинок у міжзоряному газі. Повна маса міжзоряного пилу становить близько 1% маси газу. Розмір часток міжзоряного пилу від 0,01 до 0,02 мкм. Ймовірно, порошинки мають тугоплавке ядро ​​(графітове, силікатне або металеве), оточене органічною речовиною або крижаною оболонкою. Дослідження, проведені останнім часом, вказують на те, що пилові частки зазвичай несферичні за формою. Пил впливає на оптичне випромінювання зірок, що призводить до поглинання, почервоніння та поляризації світла зірок. Міжзоряний Пил

Слайд 6

Загальна назва сукупності астрономічних об'єктів, недоступних прямим спостереженням сучасними засобами астрономії (тобто не випромінюють електромагнітного випромінювання достатньої для спостережень інтенсивності), але спостережуваним побічно по гравітаційним ефектам, що надаються на об'єкти, що спостерігаються. Загальна проблема прихованої маси складається з двох проблем: астрофізичної, тобто протиріччя спостерігається маси гравітаційно пов'язаних об'єктів та їх систем, таких, як галактики та їх скупчення, з їхніми параметрами, що визначаються гравітаційними ефектами; космологічної - протиріччя космологічних параметрів, що спостерігаються, отриманої за астрофізичними даними середньої щільності Всесвіту. Темна матерія

Слайд 7

Сонце - центральне тіло Сонячної системи - є гарячою газовою кулею. Воно у 750 разів перевершує за масою всі інші тіла Сонячної системи разом узяті. Саме тому все в Сонячній системі можна приблизно вважати обертовим навколо Сонця. Землю Сонце "перевішує" у 330 000 разів. На сонячному діаметрі можна було б розмістити ланцюжок із 109 таких планет, як наш. Сонце – найближча до Землі зірка, воно – єдина із зірок, чий видимий диск помітний неозброєним оком. Всі інші зірки, віддалені від нас на світлові роки, навіть при розгляді потужних телескопів, не відкривають ніяких подробиць своїх поверхонь. Світло від Сонця до нас доходить за 8 із третиною хвилин. За однією з гіпотез, саме разом із Сонцем утворилася наша планетна система, Земля, а потім і життя на ній. Сонце

Слайд 8

Паралельний світ – реальність, яка існує якимось чином одночасно з нашою, але незалежно від неї. Ця автономна реальність може мати різні розміри: від невеликої географічної області до цілого всесвіту. У паралельному світі події відбуваються по-своєму, він може відрізнятись від нашого світу як в окремих деталях, так і кардинально, практично у всьому. Фізичні закони паралельного світу не обов'язково аналогічні до законів нашого світу; зокрема, іноді допускається існування у паралельних світах таких явищ, як магія. Паралельний світ

Слайд 9

Великий Космонавт Юрій Олексійович Гагарін народився 9 березня 1934 року в селі Клушино Гжатського району Західної області РРФСР, неподалік міста Гжатськ(пізніше перейменованого в місто Гагарін) Гагарінського району Смоленської області. 12 квітня 1961 року з космодрому Байконур уперше у світі стартував космічний корабель «Схід», на борту з пілотом-космонавтом Юрієм Олексійовичем Гагаріним. За цей подвиг йому було присвоєно звання Героя Радянського Союзу, а починаючи з 12 квітня 1962 року, день польоту Гагаріна в космос був оголошений святом - Днем космонавтики. Юрій Олексійович Гагарін ПЕРШИЙ КОСМОНАВТ ПЛАНЕТИ

Слайд 10

Комети - невеликі небесні тіла, що мають туманний вигляд, що обертаються навколо Сонця, зазвичай, по витягнутих орбітах. При наближенні до Сонця комети утворюють кому і іноді хвіст із газу та пилу. Ядро – тверда частина комети, що має порівняно невеликий розмір. Навколо ядра активної комети (при наближенні до Сонця) утворюється кома. Ядра комет складаються з льоду з додаванням космічного пилу та заморожених летких сполук: монооксиду та діоксиду вуглецю, метану, аміаку. Комети Улянівськ 2009

Переглянути всі слайди

«Походження галактик і зірок» - Видимий всесвіт. Утворення свердблень галактик. Розбігання галактик. Чумацький шлях. Критична щільність всесвіту. Адронна епоха. Щільність Всесвіту. Сонячна система. Розширення. Астрономічні структури Розширення Всесвіту виникло внаслідок Великого вибуху. Густина. Нуклеосинтез у ранньому всесвіті.

«Властивості галактик» - Види спіральних галактик. Ультракомпактні карликові галактики. Неправильні галактики. Спіральні галактики. Гравітаційно-пов'язана система. Мала Магелланова хмара. Туманність Андромеди. Сейфертові галактики. Вік галактик. Еліптичні галактики. Склад спіральних галактик. Велика Магелланова хмара.

«Галактики та зірки» - Чорна діра. Вік Метагалактики. Північний напрямок. Туманність Андромеди. Типи галактик. Енергія термоядерної реакції. Електрони. Етапи існування зірок. Перетворення. Галактики розподілені не поступово. Речовина. Етапи утворення зірок. Кругообіг газу. Основні концепції. Галактики та зірки.

"Види галактик" - Галактики. Просторове розташування галактик. Скупчення галактик. Неправильні галактики. Квазари та квазаги. Відстань до галактики. Камертонна класифікація Хаббла. Еліптичні галактики. Спіральні галактики. Лінійність. Протогалактичні хмари. Спіральні галактики з перемичкою. Закон Хаббла.

«Галактики та туманності» - Галактика – система зі зірок, міжзоряного газу, пилу та темної матерії. . Велике і Мале Магелланові Хмари. Туманність Котяче око. туманність Андромеди вид з Землі. Туманність Кільце. туманність Андромеди. Галактика Сомбреро. туманність Кінська Голова. Знімок телескоп з космосу. На початку 1990-х років налічувалося трохи більше 30 галактик.

"Типи галактик" - Галактика Діва A з джетом. Неправильна галактика NGC1313. Радіогалактика NGC5128 (Центавр A). Галактика M64 (Око). Галактика М101. Спіральна галактика NGC2997. Квазар 3C273. Спіральна галактика M31 входить разом із Чумацьким Шляхом до Місцевої групи. Пересічена спіральна галактика NGC 1365. Взаємодіюча галактика «Колесо».

Всього у темі 12 презентацій