interstellares Gas
interstellares Gas ist ein verdünntes gasförmiges Medium, das den gesamten Raum zwischen den Sternen ausfüllt. Interstellares Gas ist transparent. Die Gesamtmasse des interstellaren Gases in der Galaxie übersteigt 10 Milliarden Sonnenmassen oder einige Prozent der Gesamtmasse aller Sterne in unserer Galaxie. Die durchschnittliche Atomkonzentration im interstellaren Gas beträgt weniger als 1 Atom pro cm³. Seine Hauptmasse befindet sich in der Nähe der Ebene der Galaxis in einer mehrere hundert Parsec dicken Schicht. Die durchschnittliche Dichte des Gases beträgt etwa 10 −21 kg/m³. Chemische Zusammensetzung ungefähr das gleiche wie das der meisten Sterne: Es besteht aus Wasserstoff und Helium (90 % bzw. 10 % nach der Anzahl der Atome) mit einer kleinen Beimischung schwererer Elemente. Je nach Temperatur und Dichte befindet sich interstellares Gas in molekularem, atomarem oder ionisiertem Zustand. Beobachtet werden kalte Molekülwolken, verdünntes Zwischenwolkengas, Wolken aus ionisiertem Wasserstoff mit einer Temperatur von etwa 10.000 K. (Orionnebel) und weite Gebiete mit verdünntem und sehr heißem Gas mit einer Temperatur von etwa einer Million K. Ultraviolette Strahlen im Gegensatz sichtbare Lichtstrahlen, werden vom Gas absorbiert und geben ihm ihre Energie. Aus diesem Grund heizen heiße Sterne mit ihrer ultravioletten Strahlung das umgebende Gas auf eine Temperatur von etwa 10.000 K auf. Das erhitzte Gas beginnt selbst zu leuchten, und wir beobachten es als hellen Gasnebel. Das kältere, „unsichtbare“ Gas wird mit radioastronomischen Methoden beobachtet. Wasserstoffatome in einem verdünnten Medium senden Radiowellen mit einer Wellenlänge von etwa 21 cm aus, daher breiten sich Radiowellenströme kontinuierlich aus Regionen mit interstellarem Gas aus. Durch den Empfang und die Analyse dieser Strahlung erfahren die Wissenschaftler etwas über die Dichte, Temperatur und Bewegung von interstellarem Gas im Weltraum.
| interstellares Medium | ||
|---|---|---|
| Komponenten | interstellares Gas Interstellarer Staub Interstellare Wolke Kosmische Strahlung Magnetfeld |  |
| Nebel | Diffuser (heller) Nebel Dunkelnebel Emissionsnebel Reflexionsnebel Supernova-Überrest Planetarischer Nebel Protoplanetarischer Nebel | |
| Regionen der Sternentstehung | Molekülwolke Globule Region H II | |
| Zirkumstellare Formationen | Akkretionsscheibe Protoplanetare Scheibe Polarjetstreams Herbig-Haro-Objekt | |
| Strahlung | Stellarer Wind CMB | |
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Auch von oben Überblick man sieht, wie komplex die Struktur des interstellaren Mediums ist. Lassen Sie uns die Komponenten auflisten, aus denen es bestehen sollte.
Kompakte Regionen mit Te Diese Eigenschaften besitzen Wolken, die durch ihre molekularen Radiolinien untersucht werden. Sie sind charakterisiert große Auswahl Dichten sind viele von ihnen mit Regionen der jüngsten Sternentstehung verbunden. Im Tisch. 17.2, entlehnt aus der Übersicht, zeigt die für diese Regionen charakteristischen Werte der Dichten, Größen, des Ionisationsgrades und der mittleren quadratischen Geschwindigkeitsdispersion.
Diffuser neutraler Wasserstoff. Das meiste, was in Abb. 17.1 Neutraler Wasserstoff ist diffus, d.h. er dringt nicht in Wolken ein. Es ist klar, dass die Dichte von Punkt zu Punkt variiert, aber im Durchschnitt kann ein Wert mit einem angemessenen Grad an Genauigkeit verwendet werden.Ein Teil dieses Gases kann heiß sein, aber natürlich nicht ionisiert.
ionisiertes Gas. Die Regionen, die eines der interessantesten astronomischen Objekte in der Galaxie sind, stehen in direktem Zusammenhang mit jungen, hellen, heißen Sternen der Spektralklassen und sind sicherlich nicht typisch für das interstellare Medium. Viele der oben beschriebenen Methoden werden verwendet, um umfassende Studie diese Objekte. Als Beispiel in Abb. 17.3 zeigt die Ergebnisse von Beobachtungen der Quelle in verschiedenen Entfernungen. Im Allgemeinen ist es eine Quelle diffuser thermischer Bremsstrahlung. Bei höherer Auflösung sind isolierte Bereiche sichtbar, einige von ihnen haben eine Schalenstruktur, was bedeutet, dass sie als Folge eines kürzlichen Ausbruchs entstanden sind.
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Sternentstehung. Noch kompakter sind die Bereiche, die mit kraftvoll verbunden sind Infrarotquellen. Endlich, kleinste Abmessungen haben Quellen für Maserstrahlung auf Molekülen und Die entsprechenden physikalischen Parameter sind in den Fig. 1 und 2 dargestellt. 17.3.
Es gibt auch eine ionisierte Komponente des diffusen interstellaren Gases. Seine Dichte wird am besten aus den Maßen der Pulsardispersion bestimmt. Die so gefundenen Werte haben eine große Streuung, was nicht verwunderlich ist, da Physische Verfassung im interstellaren Medium sehr unterschiedlich. Ein vernünftiger Durchschnittswert für die Dichte des interstellaren Gases ist
Heiße Phase Te Beobachtungen an stark ionisierten Elementen zeigen zum Beispiel, dass im interstellaren Gas eine viel heißere Phase vorhanden sein muss. Bemerkenswert ist, dass sich seine Temperatur nicht wesentlich von den Temperaturen alter Supernova-Überreste unterscheidet. Wie gezeigt werden kann, wird ein erheblicher Teil des interstellaren Gases ständig durch Schockwellen erhitzt, die an den Grenzen alter Supernova-Überreste entstehen. Dies liefert eine ziemlich attraktive Erklärung für die heiße Phase.
Es ist klar, dass die Struktur des interstellaren Mediums sehr komplex ist. Es ist jedoch nützlich, ein einfaches Modell für Berechnungen zu haben. Die Regionen konzentrieren sich in der Nähe der Ebene der Galaxis. Die Halbdicke der Schicht aus neutralem Wasserstoff (d.h. der Abstand zwischen den Halbdichteniveaus) ist ungefähr Dicke der Schicht ist viel größer, etwa Die Genauigkeit dieser Werte ist gering, aber sie geben der Größenordnung nach eine korrekte Darstellung der Verteilung verschiedener Komponenten der Gasscheibe der Galaxie. Diese Werte beziehen sich auf die Nähe der Sonne. Näher am Zentrum der Galaxie ändert sich die Situation erheblich, und innerhalb eines Radius vom Zentrum befindet sich der größte Teil des Wasserstoffs im molekularen Zustand.
Schließlich haben wir nicht einmal versucht, die Mechanismen der Erwärmung und Ionisierung von interstellarem Gas zu verstehen. Viele davon sind detailliert. Darunter: Erwärmung und Ionisation durch kosmische Strahlung, also Ionisationsverluste, die in Kap. 2; Erwärmung bei Wolkenkollisionen; Erwärmung mit harten ultravioletten und weichen Röntgenstrahlen; Erwärmung während Supernova-Explosionen. Aufgrund große Auswahl Strukturen im interstellaren Medium wäre es überraschend, wenn es nicht für jeden der aufgeführten Mechanismen einen Punkt in der Galaxie gäbe, an dem er vorherrscht.
Der Mechanismus der Supernova-Erwärmung stellt eine attraktive Erklärung für die Existenz einer sehr heißen Phase c dar. Die Originalarbeit von Cox und Smith schlug vor, dass eine weitere Erwärmung durch Kollisionen alter Supernova-Überreste entstehen könnte. Nach Ansicht dieser Autoren führt die Überschneidung alter Granaten und ihre Erwärmung bei Kollisionen zur Bildung eines Netzwerks aus heißem Gas, das die Scheibe der Galaxis durchdringt.
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STÄDTISCHER HAUSHALT ALLGEMEINE BILDUNGSEINRICHTUNG LYCEUM №11 DER STADT CHELYABINSK
abstrakt
naber das thema:
„Gas- und Staubkomplexe. interstellares Medium»
Aufgeführt:
Schüler der 11. Klasse
Kiseleva Polina Olegowna
Geprüft:
Lykasova Alevtina Pawlowna
Tscheljabinsk 2015
ÖKOPF
Einführung
1. Geschichte der ISM-Forschung
2. Hauptbestandteile des ISM
2.1 Interstellares Gas
2.2 Interstellarer Staub
2.3 Interstellare Wolke
2.4 Kosmische Strahlung
2.5 Interstellares Magnetfeld
3. Physikalische Merkmale des ISM
4. Nebel
4.1 Diffuser (heller) Nebel
4.2 Dunkelnebel
5. Strahlung
6. Evolution des interstellaren Mediums
Fazit
Liste der Quellen
EINLEITUNG
Das Universum ist in seinem Kern fast Freiraum. Erst vor relativ kurzer Zeit konnte nachgewiesen werden, dass Sterne nicht in absoluter Leere existieren und dass der Weltraum nicht vollständig durchsichtig ist. Sterne nehmen nur einen kleinen Teil des riesigen Universums ein. Die Materie und Felder, die den interstellaren Raum innerhalb von Galaxien füllen, werden als interstellares Medium (ISM) bezeichnet. Die Natur des interstellaren Mediums zieht seit Jahrhunderten die Aufmerksamkeit von Astronomen und Wissenschaftlern auf sich. Der Begriff „interstellares Medium“ wurde erstmals 1626 von F. Bacon verwendet.
1. GESCHICHTE DER FORSCHUNGMZS
Zurück in der Mitte des 19. Jahrhunderts. Russischer Astronom V.Struve hat versucht wissenschaftliche Methoden um unbestreitbare Beweise dafür zu finden, dass der Weltraum nicht leer ist und Licht von fernen Sternen darin absorbiert wird, aber ohne Erfolg. Interstellares mittleres Wolkengas
Späterer deutscher Astrophysiker F. Hartmann führte eine Studie des Spektrums von Delta Orion durch und untersuchte die Orbitalbewegung der Begleiter des Delta-Orion-Systems und das vom Stern kommende Licht. Als Hartmann erkannte, dass ein Teil des Lichts auf seinem Weg zur Erde absorbiert wird, schrieb er, dass „die Absorptionslinie von Kalzium sehr schwach ist“ und dass „es sich als etwas überraschend herausstellte, dass dies bei den Kalziumlinien bei einer Wellenlänge von 393,4 Nanometer der Fall ist nicht in einer periodischen Divergenz von Linienspektrum bewegen, die im spektroskopischen vorhanden ist Doppelsterne Oh". Die stationäre Natur dieser Linien erlaubte Hartmann zu vermuten, dass das für die Absorption verantwortliche Gas nicht in der Atmosphäre von Delta Orion vorhanden ist, sondern sich im Gegenteil außerhalb des Sterns befindet und sich zwischen dem Stern und dem Beobachter befindet. Diese Studie war der Beginn der Erforschung des interstellaren Mediums.
Intensive Untersuchungen der interstellaren Materie haben es möglich gemacht W. Pickering 1912, dass „das interstellare absorbierende Medium, das, wie gezeigt, Kapitän, absorbiert nur bei einigen Wellenlängen, kann auf das Vorhandensein von Gas und gasförmigen Molekülen hinweisen, die von der Sonne und Sternen ausgestoßen werden.
Im selben Jahr 1912 BEIM.Hess entdeckte kosmische Strahlung, energiegeladene Teilchen, die die Erde aus dem Weltraum bombardieren. Dies erlaubte einigen Forschern zu behaupten, dass sie auch das interstellare Medium füllen.
Nach Hartmanns Forschungen im Jahr 1919 Eger Während er Absorptionslinien bei Wellenlängen von 589,0 und 589,6 Nanometern in den Systemen Delta Orion und Beta Scorpio untersuchte, entdeckte er Natrium im interstellaren Medium.
Das Vorhandensein eines absorbierenden verdünnten Mediums wurde vor weniger als hundert Jahren, in der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts, überzeugend gezeigt, indem die beobachteten Eigenschaften entfernter Sternhaufen in unterschiedlichen Entfernungen von uns verglichen wurden. Es wurde unabhängig von einem amerikanischen Astronomen durchgeführt Robert Trümmer(1896-1956) und sowjetischer Astronom BAWoronzow-Weljaminow(1904-1994). Vielmehr wurde auf diese Weise eine der Komponenten des interstellaren Mediums entdeckt - Feinstaub, aufgrund dessen das interstellare Medium nicht vollständig transparent ist, insbesondere in Richtungen nahe der Richtung zu die Milchstrasse. Das Vorhandensein von Staub bedeutete, dass sowohl die scheinbare Helligkeit als auch die beobachtete Farbe entfernter Sterne verzerrt wurden, um sie zu erkennen wahre Werte, benötigen wir eine recht komplexe Absorptionsrechnung. Staub wurde daher von Astronomen als unglückliches Hindernis wahrgenommen, das die Untersuchung entfernter Objekte störte. Aber gleichzeitig entstand das Interesse an der Erforschung von Staub als physikalischem Medium - Wissenschaftler begannen herauszufinden, wie Staubkörner entstehen und zusammenbrechen, wie Staub auf Strahlung reagiert und welche Rolle Staub bei der Entstehung von Sternen spielt.
Mit der Entwicklung der Radioastronomie in der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts. es wurde möglich, das interstellare Medium durch seine Radioemission zu untersuchen. Als Ergebnis gezielter Suchen wurde im interstellaren Raum Strahlung von neutralen Wasserstoffatomen bei einer Frequenz von 1420 MHz (was einer Wellenlänge von 21 cm entspricht) entdeckt. Strahlung auf dieser Frequenz (oder, wie sie sagen, in der Funklinie) wurde vom niederländischen Astronomen vorhergesagt Hendrik van de Hulst 1944 auf der Grundlage Quantenmechanik, und es wurde 1951 nach Berechnung seiner erwarteten Intensität durch einen sowjetischen Astrophysiker entdeckt I. S. Shklovsky. Shklovsky wies auch auf die Möglichkeit der Beobachtung von Strahlung hin verschiedene Moleküle im Funkbereich, der später tatsächlich entdeckt wurde. Die Masse des interstellaren Gases, bestehend aus neutrale Atome und sehr kaltes molekulares Gas, erwies sich als etwa hundertmal größer als die Masse von verdünntem Staub. Aber das Gas ist für sichtbares Licht vollständig transparent, sodass es nicht mit den gleichen Methoden nachgewiesen werden konnte, mit denen Staub entdeckt wurde.
Mit dem Aufkommen von montierten Röntgenteleskopen Weltraumobservatorien, eine andere, heißeste Komponente des interstellaren Mediums, wurde entdeckt - ein sehr verdünntes Gas mit einer Temperatur von Millionen und Abermillionen Grad. Es ist unmöglich, dieses Gas weder durch optische Beobachtungen noch durch Beobachtungen in Funklinien zu „sehen“ - das Medium ist zu verdünnt und vollständig ionisiert, aber dennoch füllt es einen erheblichen Bruchteil des Volumens unserer gesamten Galaxie aus.
Die rasante Entwicklung der Astrophysik, die die Wechselwirkung von Materie und Strahlung im Weltraum untersucht, sowie das Aufkommen neuer Beobachtungsmöglichkeiten ermöglichten ein detailliertes Studium physikalische Prozesse in der interstellaren Umgebung. Ganz wissenschaftliche Richtungen - Gasdynamik im Weltraum und Weltraumelektrodynamik die die Eigenschaften verdünnter Weltraummedien untersuchen. Astronomen haben gelernt, die Entfernung zu Gaswolken zu bestimmen, die Temperatur, Dichte und den Druck des Gases, seine chemische Zusammensetzung zu messen und die Bewegungsgeschwindigkeit von Materie abzuschätzen. In der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts ergab ein komplexes Bild der räumlichen Verteilung des interstellaren Mediums und seiner Wechselwirkung mit Sternen. Es stellte sich heraus, dass die Möglichkeit der Geburt von Sternen von der Dichte und Menge des interstellaren Gases und Staubes abhängt und die Sterne (vor allem die massivsten von ihnen) wiederum die Eigenschaften des umgebenden interstellaren Mediums verändern - sie erhitzen es, unterstützen die ständige Gasbewegung, reichern das Medium mit ihrer Substanz an, verändern seine chemische Zusammensetzung.
2. HAUPTKOMPONENTEN VON MLT
Das interstellare Medium umfasst interstellares Gas, Staub (1 % der Gasmasse), interstellare Magnetfelder, interstellare Wolken, kosmische Strahlung und Dunkle Materie. Die chemische Zusammensetzung des interstellaren Mediums ist ein Produkt der primären Nukleosynthese und Kernfusion in Sternen.
2 .1 Interstellares Gas
Interstellares Gas ist ein verdünntes gasförmiges Medium, das den gesamten Raum zwischen den Sternen ausfüllt. Interstellares Gas ist transparent. Die Gesamtmasse des interstellaren Gases in der Galaxie übersteigt 10 Milliarden Sonnenmassen oder einige Prozent der Gesamtmasse aller Sterne in unserer Galaxie. Die durchschnittliche Konzentration interstellarer Gasatome beträgt weniger als 1 Atom pro cm3. Die durchschnittliche Dichte des Gases beträgt etwa 10–21 kg/m3. Die chemische Zusammensetzung entspricht in etwa der der meisten Sterne: Sie besteht aus Wasserstoff und Helium mit einer geringen Beimischung schwererer Elemente. Je nach Temperatur und Dichte befindet sich interstellares Gas in molekularem, atomarem oder ionisiertem Zustand. Ultraviolette Strahlen werden im Gegensatz zu sichtbaren Lichtstrahlen vom Gas absorbiert und geben ihm ihre Energie. Aus diesem Grund heizen heiße Sterne mit ihrer ultravioletten Strahlung das umgebende Gas auf eine Temperatur von etwa 10.000 K auf. Das erhitzte Gas beginnt selbst zu leuchten, und wir beobachten es als hellen Gasnebel. Das kältere, „unsichtbare“ Gas wird mit radioastronomischen Methoden beobachtet. Wasserstoffatome in einem verdünnten Medium senden Radiowellen mit einer Wellenlänge von etwa 21 cm aus, daher breiten sich Radiowellenströme kontinuierlich aus Regionen mit interstellarem Gas aus. Durch den Empfang und die Analyse dieser Strahlung erfahren die Wissenschaftler etwas über die Dichte, Temperatur und Bewegung von interstellarem Gas im Weltraum.
2 .2 Interstellarer Staub
Interstellarer Staub sind feste mikroskopische Partikel, die zusammen mit interstellarem Gas den Raum zwischen den Sternen füllen. Derzeit wird angenommen, dass Staubpartikel einen feuerfesten Kern haben, der von organischem Material oder einer Eishülle umgeben ist. Die chemische Zusammensetzung des Kerns wird durch die Atmosphäre bestimmt, in der Sterne sie kondensierten. Kohlenstoffsterne bestehen beispielsweise aus Graphit und Siliziumkarbid.
Die typische Partikelgröße von interstellarem Staub beträgt 0,01 bis 0,2 Mikrometer, die Gesamtmasse des Staubs beträgt etwa 1% der Gesamtmasse des Gases. Sternenlicht erwärmt interstellaren Staub auf mehrere zehn K, wodurch interstellarer Staub eine Quelle langwelliger Infrarotstrahlung ist.
Staub beeinflusst auch die chemischen Prozesse, die im interstellaren Medium ablaufen: Staubkörner enthalten schwere Elemente, die in verschiedenen Fällen als Katalysator verwendet werden Chemische Prozesse. Staubkörner sind auch an der Bildung von Wasserstoffmolekülen beteiligt, was die Sternentstehungsrate in metallarmen Wolken erhöht.
2 .3 interstellare Wolke
Die interstellare Wolke ist die allgemeine Bezeichnung für Ansammlungen von Gas, Plasma und Staub in unserer und anderen Galaxien. Mit anderen Worten, die interstellare Wolke hat mehr Hohe Dichte, wie durchschnittliche Dichte interstellares Medium. Je nach Dichte, Größe und Temperatur einer bestimmten Wolke kann der darin enthaltene Wasserstoff neutral, ionisiert (dh in Form von Plasma) oder molekular sein. Neutrale und ionisierte Wolken werden manchmal als diffuse Wolken bezeichnet, während Molekülwolken als dichte Wolken bezeichnet werden.
Die Analyse der Zusammensetzung interstellarer Wolken erfolgt durch Untersuchung ihrer elektromagnetischen Strahlung mit großen Radioteleskopen. Indem man das Emissionsspektrum einer interstellaren Wolke untersucht und es mit dem Spektrum bestimmter chemischer Elemente vergleicht, kann man die chemische Zusammensetzung der Wolke bestimmen.
Normalerweise sind etwa 70 % der Masse einer interstellaren Wolke Wasserstoff, der Rest ist hauptsächlich Helium. Wolken enthalten auch Spuren schwerer Elemente: Metalle wie Calcium, neutral oder in Form von Ca+ (90%) und Ca++ (9%) Kationen, und Anorganische Verbindungen wie Wasser, Kohlenmonoxid, Schwefelwasserstoff, Ammoniak und Blausäure.
2 .4 Kosmische Strahlung
Kosmische Strahlung sind Elementarteilchen und Atomkerne, die sich mit hoher Energie im Weltall bewegen. Explosionen sind ihre Hauptquelle (aber nicht die einzige). Supernovae.
Extragalaktische und galaktische Strahlen werden normalerweise als primär bezeichnet. Es ist üblich, sekundäre Teilchenströme zu nennen, die in der Erdatmosphäre vorbeiziehen und sich umwandeln.
Kosmische Strahlung ist ein Bestandteil der natürlichen Strahlung (Hintergrundstrahlung) auf der Erdoberfläche und in der Atmosphäre.
Das chemische Spektrum der kosmischen Strahlung, bezogen auf die Energie pro Nukleon, besteht zu mehr als 94 % aus Protonen, zu weiteren 4 % aus Heliumkernen (Alphateilchen). Es gibt auch Kerne anderer Elemente, aber ihr Anteil ist viel geringer.
Der Teilchenzahl nach bestehen kosmische Strahlen zu 90 Prozent aus Protonen, zu 7 Prozent aus Heliumkernen, zu etwa 1 Prozent aus schwereren Elementen und zu etwa 1 Prozent aus Elektronen.
2 .5 Interstellares Magnetfeld
Die Teilchen bewegen sich im schwachen Magnetfeld des interstellaren Raums, dessen Induktion etwa hunderttausendmal geringer ist als die des Erdmagnetfelds. Das interstellare Magnetfeld, das auf geladene Teilchen mit einer Kraft einwirkt, die von ihrer Energie abhängt, „verwirrt“ die Bahnen der Teilchen, und sie ändern ständig ihre Bewegungsrichtung in der Galaxie. Geladene Teilchen, die im interstellaren Magnetfeld fliegen, weichen unter dem Einfluss der Lorentzkraft von geraden Bahnen ab. Ihre Bahnen scheinen sich auf den Linien der magnetischen Induktion zu "winden".
3. PHYSIKALISCHE EIGENSCHAFTEN DES ISM
· Mangel an lokalem thermodynamischem Gleichgewicht(ltr)- mit der Zustand eines Systems, in dem die makroskopischen Größen dieses Systems (Temperatur, Druck, Volumen, Entropie) unter Bedingungen der Isolierung von der Umgebung zeitlich unverändert bleiben.
· Thermische Instabilität
Zustand thermisches Gleichgewichtüberhaupt nicht durchgeführt werden. Es gibt ein Magnetfeld, das der Kompression widersteht, es sei denn, es tritt entlang von Feldlinien auf. Zweitens ist das interstellare Medium in ständiger Bewegung und seine lokalen Eigenschaften ändern sich ständig, neue Energiequellen tauchen darin auf und alte verschwinden. Drittens gibt es neben thermodynamischer Instabilität auch gravitative und magnetohydrodynamische. Und dies ohne Berücksichtigung jeglicher Art von Kataklysmen in Form von Supernova-Explosionen, Gezeiteneinflüssen, die in der Nähe von Galaxien vorbeiziehen, oder des Durchgangs des Gases selbst durch die Spiralarme der Galaxie.
· Verbotene Linien und 21cm Linie
Ein charakteristisches Merkmal eines optisch dünnen Mediums ist die Einstrahlung Verbotene Linien. Verbotene Linien werden Linien genannt, die durch die Auswahlregeln verboten sind, d. h. sie stammen aus metastabilen Ebenen (quasistabiles Gleichgewicht). charakteristische Zeit Die Lebensdauer eines Elektrons auf diesem Niveau beträgt s bis mehrere Tage. Bei hohen Partikelkonzentrationen beseitigt ihre Kollision die Anregung und die Linien werden aufgrund extremer Schwäche nicht beobachtet. Bei und niedrigen Dichten hängt die Linienintensität nicht von der Übergangswahrscheinlichkeit ab, da die geringe Wahrscheinlichkeit durch eine große Anzahl von Atomen im metastabilen Zustand kompensiert wird. Wenn es kein LTE gibt, dann die Bevölkerung Energieniveaus aus der Bilanz elementarer Erregungs- und Deaktivierungsvorgänge errechnet werden.
Die wichtigste verbotene Linie der ISM ist Funkverbindung Atomarer Wasserstoff 21 cm. Diese Linie entsteht beim Übergang zwischen Unterebenen der Hyperfeinstruktur der Wasserstoffebene, verbunden mit dem Vorhandensein von Spin im Elektron und Proton. Die Wahrscheinlichkeit dieses Übergangs (d. h. 1 Mal in 11 Millionen Jahren).
Untersuchungen der 21-cm-Radiolinie ermöglichten den Nachweis, dass neutraler Wasserstoff in der Galaxie hauptsächlich in einer sehr dünnen, 400 pc dicken Schicht nahe der Ebene der Galaxie enthalten ist.
· Einfrieren des Magnetfeldes.
Das Einfrieren des Magnetfelds bedeutet die Aufrechterhaltung des magnetischen Flusses durch jeden geschlossenen Stromkreis, wenn er verformt wird. Unter Laborbedingungen kann der magnetische Fluss in Medien mit hoher elektrischer Leitfähigkeit als erhalten angesehen werden. An der Grenze unendlicher elektrischer Leitfähigkeit würde ein unendlich kleines elektrisches Feld bewirken, dass der Strom auf einen unendlichen Wert ansteigt. Daher sollte ein idealer Leiter nicht magnetisch kreuzen Kraftlinien, und damit das elektrische Feld anregen, sondern im Gegenteil die Linien des magnetischen Feldes mit sich ziehen sollte, erweist sich das magnetische Feld als gleichsam in den Leiter eingefroren.
Realraumplasma ist alles andere als ideal, und das Einfrieren sollte in dem Sinne verstanden werden, dass es sehr viel erfordert große Zeit um den Fluss durch die Schleife zu ändern. In der Praxis bedeutet dies, dass wir das Feld als konstant betrachten können, während sich die Wolke zusammenzieht, rotiert usw.
4. Nebel
Nebel- ein Abschnitt des interstellaren Mediums, der sich durch seine Strahlung oder Strahlungsabsorption auszeichnet allgemeiner Hintergrund Himmel. Nebel bestehen aus Staub, Gas und Plasma.
Das primäre Merkmal, das bei der Klassifizierung von Nebeln verwendet wird, ist die Absorption oder Emission oder Streuung von Licht durch sie, dh gemäß diesem Kriterium werden Nebel in dunkel und hell unterteilt.
Die Einteilung der Nebel in Gas- und Staubnebel ist weitgehend willkürlich: Alle Nebel enthalten sowohl Staub als auch Gas. Diese Aufteilung ist historisch verschiedene Wege Beobachtungen und Emissionsmechanismen: Das Vorhandensein von Staub wird am deutlichsten beobachtet, wenn Dunkelnebel Strahlung von dahinter liegenden Quellen absorbieren und wenn sie im Staub der Strahlung von nahe gelegenen Sternen oder im Nebel selbst enthalten sind; Die Eigenstrahlung der gasförmigen Komponente eines Nebels wird beobachtet, wenn sie durch ultraviolette Strahlung eines im Nebel befindlichen heißen Sterns ionisiert wird (H II-Emissionsgebiete von ionisiertem Wasserstoff um Sternverbände oder planetarische Nebel) oder wenn das interstellare Medium erhitzt wird Schockwelle aufgrund einer Supernova-Explosion oder des Aufpralls eines starken Sternwinds von Wolf-Rayet-Sternen.
4 .1 Diffus(hell)Nebel
Diffuse (Licht-)Nebel -- In der Astronomie ein allgemeiner Begriff, der sich auf lichtemittierende Nebel bezieht. Die drei Arten von diffusen Nebeln sind der Reflexionsnebel, der Emissionsnebel (von denen die protoplanetaren, planetarischen und H II-Regionen Varianten sind) und der Supernova-Überrest.
· Reflexionsnebel
Reflexionsnebel sind Gas- und Staubwolken, die von Sternen beleuchtet werden. Wenn sich der Stern/die Sterne in oder in der Nähe einer interstellaren Wolke befindet, aber nicht heiß genug (heiß) ist, um eine erhebliche Menge interstellaren Wasserstoffs um ihn herum zu ionisieren, dann ist dies die Hauptquelle optische Strahlung Der Nebel ist stellares Licht, das von interstellarem Staub gestreut wird.
Das Spektrum des Reflexionsnebels ist das gleiche wie das des Sterns, der ihn beleuchtet. Zu den mikroskopisch kleinen Partikeln, die für die Lichtstreuung verantwortlich sind, gehören Kohlenstoffpartikel (manchmal auch als Diamantstaub bezeichnet) sowie Eisen- und Nickelpartikel. Die letzten beiden interagieren mit dem galaktischen Magnetfeld, und daher ist das reflektierte Licht leicht polarisiert.
Reflexionsnebel haben aufgrund der Streuung normalerweise einen blauen Farbton blaue Farbe effektiver als Rot (dies erklärt insbesondere die blaue Farbe des Himmels).
Derzeit sind etwa 500 Reflexionsnebel bekannt, von denen sich der bekannteste um die Plejaden (Sternhaufen) befindet. riesen rot ( Spektralklasse M1) ist der Stern Antares von einem großen roten Reflexionsnebel umgeben. Reflexionsnebel findet man auch oft an Sternentstehungsstätten.
1922 veröffentlichte Hubble die Ergebnisse von Untersuchungen einiger heller Nebel. In dieser Arbeit leitete Hubble das Leuchtkraftgesetz für einen Reflexionsnebel ab, das die Beziehung zwischen der Winkelgröße des Nebels ( R) und scheinbare Größe leuchtender Stern ( m):
wobei eine von der Empfindlichkeit der Messung abhängige Konstante ist.
· Emissionsnebel
Ein Emissionsnebel ist eine Wolke aus ionisiertem Gas (Plasma), die im sichtbaren Farbbereich des Spektrums emittiert. Die Ionisierung erfolgt durch hochenergetische Photonen, die vom nächsten emittiert werden heißer Stern. Es gibt verschiedene Arten von Emissionsnebeln. Darunter befinden sich die H II-Regionen, in denen die Bildung neuer Sterne stattfindet, und die Quellen ionisierender Photonen sind junge, massereiche Sterne sowie Planetarische Nebel, in dem der sterbende Stern seine oberen Schichten abgeworfen hat und der freigelegte heiße Kern sie ionisiert.
PlanetmRoggen Nebelmness -- astronomisches Objekt, bestehend aus einer ionisierten Gashülle und einem Zentralstern, weißer Zwerg. Planetarische Nebel entstehen, wenn die äußeren Schichten (Hüllen) von Roten Riesen und Überriesen mit einer Masse von 2,5–8 Sonnenmassen im Endstadium ihrer Entwicklung ausgestoßen werden. Ein planetarischer Nebel ist ein sich schnell bewegendes (nach astronomischen Maßstäben) Phänomen, das nur wenige Zehntausend Jahre dauert, während die Lebensdauer des Vorfahrensterns mehrere Milliarden Jahre beträgt. Derzeit sind in unserer Galaxie etwa 1500 planetarische Nebel bekannt.
Der Prozess der Bildung von planetarischen Nebeln spielt zusammen mit Supernova-Explosionen wichtige Rolle Bei der chemischen Entwicklung von Galaxien wird mit schweren Elementen angereichertes Material in den interstellaren Raum geworfen - Produkte der stellaren Nukleosynthese (in der Astronomie gelten alle Elemente als schwer, mit Ausnahme der Produkte der primären Nukleosynthese Urknall-- Wasserstoff und Helium, wie Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff und Kalzium).
BEIM letzten Jahren Mit Hilfe von Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops konnte herausgefunden werden, dass viele planetarische Nebel eine sehr komplexe und eigentümliche Struktur haben. Trotz der Tatsache, dass etwa ein Fünftel von ihnen eine kreisrunde Form hat, haben die meisten keinerlei Form sphärische Symmetrie. Die Mechanismen, durch die die Entstehung einer solchen Formenvielfalt möglich ist, sind bis heute nicht vollständig aufgeklärt. Es wird angenommen, dass große Rolle Dies kann durch das Zusammenspiel von Sternwind und Doppelsternen, dem Magnetfeld und dem interstellaren Medium erfolgen.
Planetarische Nebel sind meist schwache Objekte und im Allgemeinen nicht mit bloßem Auge sichtbar. Der erste entdeckte planetarische Nebel war Nebel Hantel im Sternbild Vulpecula.
Die ungewöhnliche Natur planetarischer Nebel wurde Mitte des 19. Jahrhunderts mit dem Beginn der Anwendung der Spektroskopiemethode bei Beobachtungen entdeckt. William Huggins war der erste Astronom, der die Spektren planetarischer Nebel erhielt – Objekte, die sich durch ihre Ungewöhnlichkeit auszeichneten. Als Huggins die Spektren von Nebeln untersuchte NGC 6543 (Katzenauge) , M27 (Hantel), M57 (Ringnebel in Lyra) und einer Reihe anderer stellte sich heraus, dass sich ihr Spektrum stark von den Spektren der Sterne unterscheidet: Alle bis dahin erhaltenen Spektren von Sternen waren Absorptionsspektren (ein kontinuierliches Spektrum mit große Menge dunkle Linien), während sich die Spektren planetarischer Nebel als Emissionsspektren mit wenigen Emissionslinien herausstellten, was auf ihre Natur hinweist, die sich grundlegend von der Natur der Sterne unterscheidet.
Planetarische Nebel stellen für viele Sterne das Endstadium der Evolution dar. Typisch Planetennebel hat eine durchschnittliche Länge von einem Lichtjahr und besteht aus stark verdünntem Gas mit einer Dichte von etwa 1000 Teilchen pro cm3, was im Vergleich beispielsweise mit der Dichte der Erdatmosphäre vernachlässigbar ist, aber etwa 10-100-mal größer ist als die Dichte des interplanetaren Raums im Abstand der Erdumlaufbahn von der Sonne. Junge planetarische Nebel haben höchste Dichte, manchmal bis zu 10 6 Teilchen pro cm³. Wenn Nebel altern, führt ihre Ausdehnung zu einer Abnahme der Dichte. Die meisten planetarischen Nebel sind symmetrisch und sehen fast kugelförmig aus, was sie jedoch nicht daran hindert, viele sehr komplexe Formen zu haben. Ungefähr 10 % der planetarischen Nebel sind praktisch bipolar, und nur eine kleine Anzahl ist asymmetrisch. Sogar ein rechteckiger planetarischer Nebel ist bekannt.
protoplanetarischer Nebel ist ein astronomisches Objekt, das zwischen dem Zeitpunkt, an dem ein Stern mittlerer Masse (1-8 Sonnenmassen) den asymptotischen Riesenast (AGB) verließ, und der anschließenden Phase des Planetarischen Nebels (PT) nicht lange existiert. Der protoplanetare Nebel leuchtet hauptsächlich im Infrarot und ist eine Unterart der Reflexionsnebel.
RegionHII ist eine Wolke aus heißem Gas und Plasma, die einen Durchmesser von mehreren hundert Lichtjahren erreicht und ein Gebiet aktiver Sternentstehung darstellt. In dieser Region werden junge, heiße, bläulich-weiße Sterne geboren, die reichlich ultraviolettes Licht aussenden und dadurch den umgebenden Nebel ionisieren.
H II-Regionen können über einen Zeitraum von nur wenigen Millionen Jahren Tausende von Sternen hervorbringen. Schließlich zerstreuen Supernova-Explosionen und starke Sternwinde von den massereichsten Sternen im resultierenden Sternhaufen die Gase der Region und es wird eine Plejaden-ähnliche Gruppe.
Diese Regionen erhielten ihren Namen wegen der großen Menge an ionisiertem atomarem Wasserstoff, der von Astronomen als H II bezeichnet wird (die H I-Region ist die Zone des neutralen Wasserstoffs und H 2 bezeichnet molekularer Wasserstoff). Sie sind im gesamten Universum in beträchtlicher Entfernung zu sehen, und die Untersuchung solcher Regionen in anderen Galaxien ist wichtig, um die Entfernung zu letzteren sowie ihre chemische Zusammensetzung zu bestimmen.
Beispiele sind Carina-Nebel, Nebel Vogelspinne,NGC 604 , Trapez des Orion, Barnards Schleife.
· Supernova-Überrest
Supernova-Überrest(Englisch) S obenN Eizellen R Überbleibsel, SNR ) ist eine Gas- und Staubformation, die das Ergebnis einer katastrophalen Explosion eines Sterns vor vielen zehn oder hundert Jahren und seiner Umwandlung in eine Supernova ist. Während der Explosion zerstreut sich die Supernova-Hülle in alle Richtungen und bildet eine Schockwelle, die sich mit enormer Geschwindigkeit ausbreitet und sich bildet Supernova-Überrest. Der Rest besteht aus stellarer Materie, die von der Explosion ausgestoßen wird, und interstellarer Materie, die von der Schockwelle absorbiert wird.
Wahrscheinlich der schönste und am besten untersuchte junge Überrest, der von einer Supernova gebildet wurde SN 1987 EIN in der Großen Magellanschen Wolke, die 1987 ausbrach. Andere bekannte Supernova-Überreste sind Krebsnebel , Überbleibsel einer relativ jungen Explosion (1054), Supernova-Überrest Ruhig (SN 1572) , benannt nach Tycho Brahe, der seine anfängliche Helligkeit unmittelbar nach dem Ausbruch im Jahr 1572 beobachtete und aufzeichnete, sowie den Rest Keplers Supernova (SN 1604) benannt nach Johannes Kepler.
4 .2 Dunkelnebel
Ein Dunkelnebel ist eine Art interstellare Wolke, die so dicht ist, dass sie absorbiert sichtbares Licht, die von Emissions- oder Reflexionsnebeln (wie z , Pferdekopfnebel) oder Sterne (z. B. Kohlensack-Nebel) dahinter.
Licht wird von interstellaren Staubpartikeln absorbiert, die sich in den kältesten und dichtesten Teilen von Molekülwolken befinden. Cluster und große Komplexe von Dunkelnebeln sind mit riesigen Molekülwolken (GMOs) assoziiert. Vereinzelte Dunkelnebel sind meist Bok-Globuli.
Solche Wolken haben eine sehr unregelmäßige Form: Sie haben keine klar definierten Grenzen, manchmal nehmen sie wirbelnde schlangenartige Bilder an. Die größten Dunkelnebel sind mit bloßem Auge sichtbar und erscheinen als schwarze Flecken vor der hellen Milchstraße.
Im Inneren von Dunkelnebeln finden oft aktive Prozesse statt: zum Beispiel die Geburt von Sternen oder Maserstrahlung.
5. STRAHLUNG
Sternenwind- der Prozess des Abflusses von Materie von Sternen in den interstellaren Raum.
Die Substanz, aus der Sterne bestehen, kann unter bestimmten Bedingungen ihre Anziehungskraft überwinden und in den interstellaren Raum geschleudert werden. Dies geschieht, wenn ein Teilchen in der Atmosphäre eines Sterns auf eine Geschwindigkeit beschleunigt wird, die die Sekunde übersteigt kosmische Geschwindigkeit für diesen Stern. Tatsächlich beträgt die Geschwindigkeit der Teilchen, aus denen der Sternwind besteht, Hunderte von Kilometern pro Sekunde.
Der Sternwind kann sowohl geladene als auch neutrale Teilchen enthalten.
Sternwind ist ein ständig ablaufender Prozess, der zu einer Abnahme der Masse eines Sterns führt. Quantitativ kann dieser Prozess als die Menge (Masse) an Materie charakterisiert werden, die der Stern pro Zeiteinheit verliert.
Der Sternwind kann eine wichtige Rolle in der Sternentwicklung spielen: Da dieser Prozess zu einer Abnahme der Masse eines Sterns führt, hängt die Lebensdauer eines Sterns von seiner Intensität ab.
Der Sternwind ist eine Möglichkeit, Materie über beträchtliche Entfernungen im Weltraum zu transportieren. Zusätzlich zu der Tatsache, dass es selbst aus Materie besteht, die von Sternen fließt, kann es auf die umgebende interstellare Materie einwirken und einen Teil davon auf sie übertragen kinetische Energie. So entstand die Form des Emissionsnebels NGC 7635 „Bubble“ als Ergebnis eines solchen Einschlags.
Beim Austritt von Materie aus mehreren eng beieinander liegenden Sternen, ergänzt durch den Einfluss der Strahlung dieser Sterne, ist eine Verdichtung interstellarer Materie mit anschließender Sternentstehung möglich.
Bei einem aktiven Sternwind kann die Menge der ausgestoßenen Materie ausreichen, um einen planetarischen Nebel zu bilden.
6. EVOLUTION DES INTERSTELLAREN MEDIUMS
Die Entwicklung des interstellaren Mediums, genauer gesagt des interstellaren Gases, ist eng mit der chemischen Entwicklung der gesamten Galaxie verbunden. Es scheint, dass alles einfach ist: Sterne absorbieren Gas und werfen es dann zurück, reichern es mit nuklearen Verbrennungsprodukten - schweren Elementen - an, daher sollte die Metallizität allmählich zunehmen.
Die Urknalltheorie sagt voraus, dass Wasserstoff, Helium, Deuterium, Lithium und andere leichte Kerne während der primordialen Nukleosynthese gebildet wurden, die sich immer noch auf der Hayashi-Spur oder dem Protosternstadium aufspalten. Mit anderen Worten, wir sollten langlebige G-Zwerge ohne Metallizität beobachten. Aber keiner davon wurde in der Galaxie gefunden; außerdem haben die meisten von ihnen eine fast solare Metallizität. Aus indirekten Daten lässt sich schließen, dass Ähnliches auch in anderen Galaxien existiert. Auf der dieser Moment Die Frage bleibt offen und wartet auf eine Entscheidung.
Es gab auch keinen Staub im ursprünglichen interstellaren Gas. Man geht heute davon aus, dass sich Staubkörner auf der Oberfläche alter kalter Sterne bilden und diese zusammen mit der ausströmenden Materie verlassen.
FAZIT
Das Studium solcher Komplexes System wie "Sterne - interstellares Medium" sich als sehr schwieriges astrophysikalisches Problem herausstellte, insbesondere wenn man bedenkt, dass sich die Gesamtmasse des interstellaren Mediums in der Galaxie und seine chemische Zusammensetzung unter dem Einfluss von langsam ändern verschiedene Faktoren. Daher können wir sagen, dass sich die gesamte Geschichte unseres Planeten im interstellaren Medium widerspiegelt. Sternensystem hält Milliarden von Jahren.
LISTE DER QUELLEN
1) Materialien von www.wikipedia.org
2) Materialien von der Website www.krugosvet.ru
3) Materialien von www.bse.sci-lib.com
4) Materialien von der Website www.dic.academic.ru
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Komponente ca. 99 % seiner Masse und ca. 2% der Masse der Galaxie. Mg ist sehr gleichmäßig mit interstellarem Staub vermischt, der häufig Gas-Staub-Strukturen durch Absorption oder Streuung von Licht beobachtbar macht (siehe ). Der Bereich der Änderung der wichtigsten. Die Parameter, die M. G. beschreiben, sind sehr breit. Die Temperatur von M. g. schwankt von 4-6 K bis 10 6 K (im interstellaren Ionenbereich überschreitet M. g. manchmal 10 9 K), die Konzentration variiert von 10 -3 -10 -4 bis 10 8 -10 12 Teilchen in 1 cm 3. Mg-Strahlung zeichnet sich durch ein breites Spektrum aus, von langen Radiowellen bis hin zu harter Gammastrahlung.
Es gibt Bereiche, in denen sich M. g. überwiegend in molekularem Zustand befindet (Molekülwolken) - dies sind die dichtesten und kältesten Teile von M. g.; Es gibt Bereiche, in denen M. G. aus Ch besteht. Arr. von neutralen Wasserstoffatomen (HI-Regionen) sind dies weniger dichte und im Durchschnitt wärmere Regionen; Es gibt Gebiete mit ionisiertem Wasserstoff (HII-Zonen), To-Rymi Yavl. helle Emissionsnebel um heiße Sterne und Gebiete mit verdünntem heißem Gas (Koronalgas). Mg besteht wie die Substanz der Sterne aus Ch. Arr. aus Wasserstoff und Helium mit einem geringen Zusatz anderer chem. Elemente (siehe). Im Durchschnitt machen Wasserstoffatome in M. ca. 90 % der Anzahl aller Atome (70 Gew.-%). Heliumatome machen ca. 10 % der Atomzahl (ca. 28 Gew.-%). Die restlichen 2 % der Masse sind alle nachfolgenden chem. Elemente (die sogenannten schweren Elemente). Von diesen kommen O, C, N, Ne, S, Ar und Fe am häufigsten vor. Alle zusammen belaufen sich auf ca. 1/1000 der Anzahl der Atome von M. G. Ihre Rolle bei den in M. G. ablaufenden Prozessen ist jedoch sehr groß. Im Vergleich zur Zusammensetzung der Sonne wird in Mg ein Mangel an mehreren schweren Elementen beobachtet, insbesondere Al, Ca, Ti, Fe, Ni, die zehn- und hundertmal geringer sind als auf der Sonne. In verschiedenen Teilen der M. City of the Galaxy ist das Ausmaß des Defizits nicht gleich. Das Auftreten eines Defizits hängt damit zusammen, was es bedeutet. Einige dieser Elemente sind in der Zusammensetzung von Staubkörnern enthalten und in der Gasphase fast nicht vorhanden.Außerhalb der Galaxie Scheibe M. g. sehr wenig. Im Wesentlichen Als Teil des galaktischen Halo ist das Gas anscheinend heiß (~ 10 o K) und sehr verdünnt (in einer Höhe von 5 kpc über der Symmetrieebene der Scheibe). Am auffälligsten sind die dichtesten Gasformationen des Halo - . Scheinbar nicht große Menge Gas ist in einigen, den dichtesten, verfügbar. Außerdem in hohen Galaxien. Breitengrade entdeckten Wasserstoff.
3. Methoden zur Beobachtung von interstellarem Gas
Die starke Verdünnung von M. und ein breites Temperaturspektrum, in dem es lokalisiert werden kann, bestimmen die Methodenvielfalt für seine Untersuchung.
Am besten zugänglich für die Beobachtung sind Gas- und Gasstaub-Lichtnebel. Durch optische und in geringeren Grades Aus den Infrarot-Emissionsspektren der Emissionsnebel gelang es, Dichte, Temperatur, Zusammensetzung und Ionisationszustand der Materie in den H II-Zonen festzustellen. Umfangreiche Informationen über den Magnetismus in Emissionsnebeln werden aus Wasserstoff, Helium und anderen Elementen sowie aus kontinuierlicher Radioemission gewonnen.
Der Zustand des Magnetismus außerhalb von Nebeln wird anhand interstellarer optischer Daten untersucht. und UV-Absorptionslinien in den Spektren von Sternen. Anhand dieser konnte festgestellt werden, dass das Magnetfeld aus getrennten Wolken besteht und sich die Materie darin überwiegend in einem neutralen atomaren Zustand befindet. Entsprechend den Absorptionslinien im optischen. Bereich wurden (1938) die ersten entdeckt. Die Absorptionslinien der meisten Atome, Ionen und Moleküle liegen im UV-Bereich des Spektrums (Abb. 3). Ihre auf Satelliten durchgeführten Beobachtungen ermöglichten es, die Häufigkeit von Elementen und die Ionisation zu untersuchen. den Zustand von M. g. und darin einen Mangel an einer Reihe schwerer Elemente festzustellen. Die Absorptionslinien von NV (1238 und 1242) und OVI (1032 und 1038) Ionen zeigten Korridore aus heißem Gas. Sie untersuchen die großräumige und feine Struktur von HI-Regionen in der Galaxie und anderen Galaxien, die Dichte und Temperatur interstellarer Wolken, ihre Struktur, Bewegung und Rotation um die Zentren von Galaxien.Schwieriger ist es, die H2-Verteilung zu untersuchen. Dafür verwenden sie am häufigsten indirekte Methode: Untersuchung der räumlichen Verteilung des CO-Moleküls, dessen Konzentration proportional zur Konzentration der H 2 -Moleküle ist (H 2 -Moleküle sind etwa 10 5 mal größer als CO). Die Radioemission eines CO-Moleküls mit = 2,6 mm wird von interstellarem Staub praktisch nicht absorbiert und ermöglicht die Untersuchung der Verteilung von CO- und H 2 -Molekülen sowie die Untersuchung der Bedingungen im kältesten und dichtesten Teil der astronomischen Stadt - in Molekülwolken und Gas-Staub-Komplexen. H 2 -Moleküle werden direkt nur in Absorptionsbanden beobachtet, die im fernen UV-Bereich des Spektrums ( 1108 ) liegen, und in mehreren. Fällen durch IR-Emissionslinien (= 2 µm und 4 µm). Aufgrund der interstellaren Absorption von Licht durch Staub erlaubt diese Methode jedoch nicht, H 2 in dichten undurchsichtigen Molekülwolken zu untersuchen, wo diese Moleküle hauptsächlich konzentriert sind. Separate, dichteste Kondensationen von molekularem Gas in der Nähe starker Anregungsquellen (z. B. IR-Sterne) werden in Form von starken kosmischen Masern beobachtet (siehe ).
Hohes Spektrum. Die erreichte Auflösung im Radiobereich ermöglicht beispielsweise die Untersuchung von Molekülen, die verschiedene Isotope von Atomen enthalten. 1 H und 2 D (Deuterium), 12 C und 13 C, 14 N und 15 N, 16 O, 17 O, 18 O usw., d.h. die isotopische Zusammensetzung von M. g. und seinen Variationen. Vergleich der Isotopenzusammensetzung moderner. Mg mit der Isotopenzusammensetzung des Sonnensystems, gebildet aus dem interstellaren Medium ca. vor Jahren ermöglicht es, Änderungen in der Isotopenzusammensetzung zu beurteilen, die mit der Entwicklung von M. g.
Durch Absorption von Röntgen. Strahlen im interstellaren Raum kann man die Gesamtmenge der interstellaren Materie beurteilen, die sich im Atom- und molekulare Form, sowie in Form von Staubpartikeln. In Zukunft wird es möglich sein, aus der Fluoreszenz von Atomen in den Röntgenlinien verschiedener Elemente (siehe) ziemlich vollständige Informationen über die Häufigkeit von Elementen in ihnen zu erhalten interstellare Materie egal in welchem zustand es ist. Die heißesten Teile des Magnetfelds (Supernova-Überreste und Heißgaskorridore) strahlen in Röntgenstrahlen. Bereich, der es Methoden ermöglicht, ihre räumliche Anordnung und physikalische zu untersuchen. sv.
Auch das interstellare Medium strahlt in -Strahlen. Energetische -Photonen (mit einer Energie von 50 MeV) entstehen in M. g. dadurch, dass beim Zusammenstoß von Protonen mit Protonen von M. g. - gebildet werden, die in 2 -Photonen zerfallen. Der Beitrag von 50% ergibt relativistische kosmische Elektronen. Strahlen bei Kollisionen mit den Kernen von Atomen M. Darüber hinaus während der Wechselwirkung von Teilchen des Weltraums. niederenergetische Strahlen mit Atomkernen M. B. und Staub - Linien treten im Bereich von 1-6 MeV auf. Eine starke Linie mit einer Photonenenergie von 0,511 MeV kann während der Vernichtung von Positronen entstehen, die aus der Wechselwirkung des Weltraums entstehen. Strahlen mit M. g.
Der Zustand des Gases im Augenblick die Nähe des Sonnensystems wird durch die relativ zum interstellaren Medium bestimmten Parameter festgelegt.
Beobachtungen von Szintillationen der Radioemission von Pulsaren an kleinen Inhomogenitäten des interstellaren Plasmas erwiesen sich als eine weitere subtile Methode zum Studium der Magmatik (siehe ). Mit seiner Hilfe war es möglich, die Konzentration von Elektronen festzustellen das in M. g. schwankt schwach. Der Mittelwert entlang der Sichtlinie (hier - die Abweichung der Elektronenkonzentration vom Mittelwert entlang der Sichtlinie). Die Größe der Inhomogenitäten kann unterschiedlich sein, aber bei der Beobachtung von Pulsaren ist die Hauptsache. Der Beitrag zur Szintillation kommt von Inhomogenitäten mit einer Größe von ~ 10 10 -10 13 cm, die offensichtlich von erzeugt werden.
4. Prozesse, die den Zustand des interstellaren Gases bilden
Thermische und Ionisationszustände von M. g.Die Spärlichkeit von M. führt dazu, dass es für die meisten Strahlungsarten durchlässig ist. Daher sind die Bedingungen darin sehr weit entfernt. Allerdings ist die Energieverteilung zwischen den Teilchen von M. g. in den meisten Fällen (mit Ausnahme der Hauptarr.
Bestimmung des Gleichgewichts St. in MG (Ionisationsgrad, Strahlungsintensität usw.), des Gleichgewichts der Anregungsprozesse von Ionen, Atomen und Molekülen (Kollisionen, Strahlungsabsorption usw.) und der Entfernungsprozesse der Anregung (Rekombinationen, Emission von Photonen) in k.-l. zugeteiltes Volumen in einem endlichen Zeitintervall.
Die Zonen von HII Mg werden durch die UV-Strahlung der darin befindlichen Sterne erhitzt (Wasserstoffatome absorbieren aktiv Strahlung von ). HI-Regionen und Molekülwolken werden durch eindringende Strahlung aufgeheizt: kosmische Teilchen. niederenergetische Strahlen (~ 1-10 MeV/Nukleon) sowie UV- und weiche Röntgenstrahlen. Strahlung. Die Rolle energiereicherer Photonen und Teilchen ist da gering es gibt weniger von ihnen und sie interagieren schwächer mit M. g. (siehe). An manchen Stellen z. B. sind z. B. auch andere Erwärmungsmechanismen wesentlich. Schockwellen, die durch Wolkenkollisionen oder Supernova-Explosionen erzeugt werden.
Die Abkühlung des Magnetfeldes erfolgt durch Einstrahlung Spektrallinien häufiger in IR und optisch. Bereichen des Spektrums, seltener bei UV- und Röntgenstrahlen. Bänder oder im Radioband (siehe). Strahlung im kontinuierlichen Spektrum spielt in der Regel eine untergeordnete Rolle. Insgesamt ähnelt der Mechanismus der Abkühlung in fast allen Regionen von Molekülregionen der Abkühlung von HII-Zonen, jedoch spielt Strahlung im IR-Bereich eine erhöhte Rolle bei der Abkühlung in HI-Regionen und Strahlung im Radiobereich eine erhöhte Rolle beim Abkühlen in kalten Molekülregionen.
Mg wird durch die gleichen Arten von Strahlung ionisiert, wie es erhitzt wird. Ionisation ein Gleichgewicht ist erreicht, wenn die Ionisationsrate und die ch-Rate gleich sind. Arr. Strahlung Rekombination. In manchen Fällen, z. für das OH-Ion in den HI-Regionen, bestimmte Rolle Ladungsaustauschreaktionen (Wiederaufladereaktionen) spielen mit Wasserstoff und seltener mit Helium.
Bildung der Struktur von M. g.
Ein weiterer, noch stärkerer Faktor, der die Struktur des Magnetfeldes in S-Galaxien beeinflusst, ist Yavl. spiralförmige Stoßwellen. Sie entstehen bei der Kollision des bereits in den Spiralarmen angesammelten Magnetismus mit Gas, das bei einer Kreisbewegung um das Zentrum der Galaxie die Spiralarme einholt und mit Überschallgeschwindigkeit in sie eindringt (die Spiralarme drehen sich um das Zentrum der Galaxie in die gleiche Richtung wie Gas und Sterne, aber langsamer). An der Stoßwellenfront wird das einströmende Gas abgebremst und verdichtet. Aufgrund des erhöhten Drucks befindet sich fast das gesamte Gas in einer dichten Phase. So entstehen Gas-Staub-Komplexe, die im Inneren beobachtet werden. Seiten der Spiraläste.
Gas-Staub-Komplexe können nicht nur unter Einwirkung spiralförmiger Stoßwellen entstehen, sondern auch aufgrund der sogenannten. Gasscheibe von Galaxien. Als Folge der Entwicklung der Instabilität entstehen kompakte (10-30 pc) Gas-Staub-Klumpen, die dann zu Bildungszentren werden Sternhaufen. In S-Galaxien spielt die Rayleigh-Taylor-Instabilität wahrscheinlich eine geringere Rolle als Spiralstoßwellen, aber in Ir-Galaxien scheint dies der Fall zu sein. hauptsächlich der Grund für die Bildung von Komplexen M. g.
Beobachtungen zeigen, dass interstellare Wolken zusätzlich zur geordneten Bewegung um das Zentrum der Galaxie chaotisch sind. Geschwindigkeit aus vgl. Wert ca. 10 km/s. Im Durchschnitt kollidiert eine Wolke nach 30-100 Millionen Jahren mit einer anderen Wolke, was zu einer Auflösung (Reduktion) dieser zufälligen Bewegungen, einer teilweisen Koaleszenz von Wolken und der Bildung eines Potenzgesetz (~)-Spektrums ihrer Massen führt. Chaotisch die Bewegungen werden durch Supernova-Explosionen aufrechterhalten: Die bei der Explosion der M. G. abgeschleuderte Hülle des Sterns wird in der M. G. abgebremst und überträgt einen Teil ihres Impulses auf die Wolken.
Aus der Region von M. g., entlang der die durch den Blitz verursachte Stoßwelle lief, wird fast das gesamte Gas herausgefegt. Die resultierende Region verdünnten Gases (eine Kaverne mit einer Größe von mehreren zehn PC s n~ 10 -2 cm -3 und T~ 10 6 K) kann ~10 7 Jahre bestehen. Wenn während dieser Zeit eine weitere Supernova in der Nähe ausbricht, kann ein neuer Hohlraum, der sich mit dem vorherigen geschlossen hat, einen riesigen Korridor aus heißem, verdünntem, hochionisiertem Gas bilden. Die Strahlung von heißem Gas kann bis zu 300-5000 K Gaswolken erhitzen, die sich in einer Entfernung von vielen pc von den Korridoren befinden (die Existenz von Wolken mit einer solchen Temperatur ist im oben beschriebenen einfachen Zweiphasenmodell von M. g. unmöglich ).
Ausbrüche von Supernovae, die die gasförmige Scheibe der Galaxie durch und durch „durchbohrt“ haben, verursachen einen Gasaustritt aus der Ebene der Galaxie in den intergalaktischen Raum. Umgebung und heizt es dort auf 10 7 -10 8 K auf. Dadurch in der Intergalaktischen. mit schweren Elementen angereichertes Gas tritt in das Medium ein. Möglicherweise ist es diesen Prozessen zu verdanken, dass die intergalaktische Das Gas in Galaxienhaufen hat fast den gleichen Eisengehalt wie die Atmosphäre der Sonne. Ein Teil des Gases fällt offenbar in die Galaxis zurück. Flugzeuge in Form von Wasserstoffwolken in hohen Breiten und mit hoher Geschwindigkeit.
5. Prozesse in Gas-Staub-Komplexen
Die Substanz in den Gas-Staub-Komplexen ist dicht genug, um nicht in eine große Tiefe der Hauptleitung zu gelangen. Teil der durchdringenden Strahlung. Daher ist Magma innerhalb von Komplexen kälter als in interstellaren Wolken und existiert überwiegend in molekularer Form. Es entstehen Moleküle. Arr. bei ionenmolekularen Reaktionen sowie auf der Oberfläche von Staubpartikeln (H 2 -Moleküle und einige andere, siehe). Die für das Auftreten von Ionen-Molekül-Reaktionen notwendige Ionisierung wird durch die UV-Strahlung von Sternen (in Regionen mit interstellarer Lichtabsorption) und anscheinend kosmisch unterstützt. Strahlen niedriger Energien (4-12 K) Bündel. Zusammen mit diesen Prozessen in kalten Fragmenten von Molekülwolken führen sie zur Entstehung von selbstgravitativen Klumpen aus Gasstaubmaterie mit Sternmasse - Protosternen, aus denen später Sterne entstehen.
Daher sollten sich Molekülwolken schnell (in ~ 10 6 Jahren) in Sterne verwandeln. weil bestehen sie viel länger, müssen Faktoren wirken, die die Sternentstehung verlangsamen (z. B. magnetischer Druck, Turbulenzen, Erwärmung des Gases durch die gebildeten Sterne, siehe).
6. Entwicklung von interstellarem Gas
Mg tauscht ständig Materie mit den Sternen aus. Schätzungen zufolge gelangt Gas derzeit in der Galaxie in einer Menge pro Jahr in die Sterne. Gleichzeitig die Sterne, Kap. Arr. auf der späten Stadien Evolution, Substanz verlieren (siehe) und M. g.
Ein Teil des emittierten Stoffes nahm daran teil thermonukleare Reaktionen in die Tiefen der Sterne und dort mit schweren Elementen angereichert. Daher ändert sich im Laufe der Zeit die Zusammensetzung (Häufigkeit der Elemente) in Mg. In verschiedenen Galaxien und in verschiedenen Teilen jeder Galaxie gehen diese Prozesse mit ein verschiedene Geschwindigkeiten. Als Ergebnis in chem. und der Isotopenzusammensetzung von M. treten Inhomogenitäten und vor allem der Gradient der Chemikalie auf. Zusammensetzung entlang der galaktischen Radien. Näher am Zentrum von Galaxien ist das Magnetfeld etwas stärker mit schweren Elementen angereichert.
Wann und wie das Primärgas (das eine Massenzusammensetzung von 75 % H und 25 % He hatte, siehe) mit schweren Elementen angereichert wurde, ist noch unbekannt: ob vor der Entstehung von Galaxien oder ganz am Anfang ihrer Entwicklung . Aber es ist klar, dass dieser Prozess in den frühen Stadien der Geschichte der Galaxien viel aktiver war als heute.
In Galaxien mit großen sp. Momentum über einen Zeitraum von ~ 109 Jahren nach ihrer Entstehung setzten sich M. G. in der ebenfalls mit schweren Elementen angereicherten Scheibe ab. In der Scheibe fand weitere Sternentstehung statt. In S-Galaxien wird die Sternentstehung in der Scheibe durch eine spiralförmige Stoßwelle angeregt. Mit jedem Durchgang durch die spiralförmige Schockwelle werden die Gaselemente langsamer, verlieren an Energie und nähern sich mit jeder Umdrehung dem Zentrum der Galaxie.
In Ir-Galaxien bildeten sich keine Spiralwellen, und das Gas wurde langsam erschöpft. Daher sind sie derzeit am reichsten an Gas (vgl. der Gehalt an atomarem Wasserstoff beträgt 18% der Masse der Galaxie). In linsenförmigen (SO) Galaxien ist die ein Teil des Gases wurde wahrscheinlich in die Intergalaktische geschwemmt. während ihrer Wechselwirkung mit anderen Galaxien im Weltraum, und das verbleibende Gas reichte nicht für eine aktive Sternentstehung.
Somit findet im Verlauf der Entwicklung von Galaxien ein Stoffkreislauf statt: Mg Sterne Mg, was zu einer allmählichen Zunahme des Gehalts an schweren Elementen in Mg und Sternen und einer Abnahme der Mg-Menge in jeder der Galaxien führt . In verschiedenen Arten von Galaxien verläuft der Abbau von Magma mit deutlich unterschiedlichen Geschwindigkeiten. Möglicherweise verliefen die Prozesse der Sternentstehung und Gasanreicherung mit schweren Elementen in der Galaxie nicht monoton, d.h. mehrere Einmal in der Geschichte der Galaxis könnte sich die Sternentstehung um Milliarden von Jahren verzögern. Dies sollte sich im Prinzip auf die Häufigkeit der Elemente in auswirken verschiedene Arten Sternenpopulation.
interstellares Medium- das sind die Substanz und die Felder, die den interstellaren Raum innerhalb der Galaxie füllen. Der Großteil der interstellaren Materie fällt auf verdünntes interstellares Gas und Staub. Das gesamte interstellare Medium wird durchdrungen Magnetfelder, kosmische Strahlung, elektromagnetische Strahlung.
Der Hauptbestandteil des interstellaren Mediums ist interstellares Gas, das aus Wasserstoff (70 Masse-%) und Helium (28 %) besteht. Der Rest der interstellaren Gasmasse besteht aus schwereren chemischen Elementen (O, C, N, Ne, S, Ar, Fe usw.). Die Masse der interstellaren Materie in unserer Galaxie (ohne Korona) wird auf 2 % geschätzt Gesamtgewicht die gesamte Galaxie. Je nach Temperaturbedingungen und Dichte wird interstellares Gas in drei Zuständen beobachtet: ionisiert, atomar und molekular.
Außeratmosphärische Beobachtungen im ultravioletten Bereich zeigten ein sehr heißes Gas (Wasserstoff) mit einer Temperatur von 10 6 K, das sich füllt die meisten Volumen der Galaxie. Ein solches heißes Gas geringer Dichte wird durch Supernova-Explosionen und den Verlust von Materie durch heiße Riesen in Form von heißen Sternwinden erzeugt. Die Dichte eines solchen Gases beträgt 1,6 · 10 -3 Teilchen pro 1 cm 3 .
Die wichtigsten Daten zum interstellaren Gas wurden durch radioastronomische Methoden gewonnen, nachdem 1951 die Radioemission von neutralem atomarem Wasserstoff bei einer Wellenlänge von 21 cm entdeckt wurde. Der Hauptteil des interstellaren Gases konzentriert sich in den Spiralarmen der Galaxie. In ihnen ist das Gas ungleichmäßig verteilt: Es sammelt sich in unregelmäßigen Formationen von Dutzenden und Hunderten von Parsecs Größe. Etwa die Hälfte der Masse des interstellaren Gases ist in Riesen enthalten molekulare Wolken co Durchschnittsgewicht 105 Sonnenmassen und etwa 40 pc im Durchmesser.
interstellarer Staub - diese sind klein Feinstaub unregelmäßige Form mit einer Größe von 0,01 bis 1 Mikron. Sie bestehen aus einem feuerfesten Kern und einer Hülle aus flüchtigen Verbindungen. Staub spielt eine bedeutende Rolle und nimmt aktiv an den im Universum ablaufenden Prozessen teil.
Neben verdünntem Gas und Staub im interstellaren Raum eine große Anzahl von Elementarteilchen und Kerne verschiedene Atome(Elektronen, Heliumkerne und mehr schwere Elemente). Die Ströme dieser Teilchen werden genannt kosmische Strahlung. Auf einer Fläche von 1m 2 fallen durchschnittlich etwa 10.000 verschiedene Partikel pro Sekunde.
Nicht alle Teilchen, die kosmische Strahlen bilden, kommen aus den Tiefen des Universums zu uns. Viele von ihnen haben solaren Ursprungs- Sie werden während Sonneneruptionen geboren. Die Hauptquellen der kosmischen Strahlung in der Galaxie sind Supernova-Überreste und Pulsare.
Beobachtungen zeigen, dass Radioemissionen auch aus Regionen des interstellaren Raums zu uns kommen, in denen es keine Supernova-Überreste gibt. Daher existiert auch im interstellaren Raum ein Magnetfeld.
