tähtienvälinen kaasu
tähtienvälinen kaasu on harvinainen kaasumainen väliaine, joka täyttää kaiken tähtien välisen tilan. Tähtienvälinen kaasu on läpinäkyvää. Tähtienvälisen kaasun kokonaismassa galaksissa ylittää 10 miljardia auringon massaa tai muutaman prosentin galaksimme kaikkien tähtien kokonaismassasta. Keskimääräinen atomien pitoisuus tähtienvälisessä kaasussa on alle 1 atomi per cm³. Sen päämassa on lähellä Galaxyn tasoa useiden satojen parsekkien paksuisessa kerroksessa. Kaasun keskimääräinen tiheys on noin 10 −21 kg/m³. Kemiallinen koostumus suunnilleen sama kuin useimmat tähdet: se koostuu vedystä ja heliumista (90% ja 10% atomien lukumäärästä, vastaavasti) ja pienellä seoksella raskaampia alkuaineita. Lämpötilasta ja tiheydestä riippuen tähtienvälinen kaasu on molekyyli-, atomi- tai ionisoituneessa tilassa. Havaitaan kylmiä molekyylipilviä, harventunutta pilvenvälistä kaasua, ionisoidun vedyn pilviä, joiden lämpötila on noin 10 tuhatta K. (Orionin sumu) ja laajoja alueita harvinaisen ja erittäin kuuman kaasun lämpötilassa noin miljoona K. Ultraviolettisäteet, toisin kuin näkyvät valonsäteet, absorboivat kaasua ja antavat sille energiansa. Tästä johtuen kuumat tähdet lämmittävät ultraviolettisäteilyillään ympäröivän kaasun noin 10 000 K:n lämpötilaan. Kuumentunut kaasu alkaa säteillä itse valoa ja havaitsemme sen kirkkaana kaasumaisena sumuna. Kylmempää, "näkymätöntä" kaasua tarkkaillaan radioastronomisilla menetelmillä. Harvinaisessa väliaineessa olevat vetyatomit lähettävät radioaaltoja noin 21 cm:n aallonpituudella, joten radioaaltovirrat etenevät jatkuvasti tähtienvälisten kaasujen alueilta. Vastaanottamalla ja analysoimalla tätä säteilyä tutkijat oppivat tähtienvälisen kaasun tiheydestä, lämpötilasta ja liikkeestä ulkoavaruudessa.
| tähtienvälinen väliaine | ||
|---|---|---|
| Komponentit | tähtienvälinen kaasu Tähtienvälinen pöly Tähtienvälinen pilvi Kosmiset säteet Magneettikenttä |  |
| Sumut | Diffuusi (vaalea) sumu Tumma sumu Emissio sumu Heijastusumu Supernova jäännös Planetaarinen sumu Protoplanetaarinen sumu | |
| Tähtien muodostumisen alueet | Molekyylipilvi Maapallon alue H II | |
| Ympyrätähtimuodostelmat | Kasvulevy Protoplaneettalevy Polar jet virtaa Herbig-Haro-objektia | |
| Säteily | Tähtien tuuli CMB | |
Wikimedia Foundation. 2010 .
Katso, mitä "tähtienvälinen kaasu" on muissa sanakirjoissa:
Main tähtienvälisen väliaineen komponentti, joka on noin. 99% painostaan. M. g. täyttää lähes koko galaksitilavuuden. Naib, opiskeli M. g. galaksissa. M.:lle on ominaista laaja valikoima siihen syntyviä rakenteita, fyysisiä. olosuhteet ja virtaus ... ... Fyysinen tietosanakirja
Yksi tähtienvälisen väliaineen pääkomponenteista (katso Interstellar medium). Koostuu pääasiassa vedystä ja heliumista; muiden alkuaineiden kokonaismassa on alle 3 % ...
Aine, joka täyttää galaksien tähtien välisen tilan. Aine galaksien välisessä tilassa ns. intergalaktinen väliaine (katso galaksijoukot. Intergalaktinen kaasu). Kaasu kuorissa tähtien ympärillä (ympyrän muotoiset kuoret) usein ... ... Fyysinen tietosanakirja
Tähtienvälinen pöly on kiinteitä mikroskooppisia hiukkasia, jotka yhdessä tähtienvälisen kaasun kanssa täyttävät tähtien välisen tilan. Tällä hetkellä uskotaan, että pölyhiukkasilla on tulenkestävä ydin, jota ympäröi eloperäinen aine tai jääkuori... ... Wikipedia
Paikallisen tähtienvälisen pilven kartta Tähtienvälinen väliaine (ISM) on aine ja kentät, jotka täyttävät tähtienvälisen tilan galaksien sisällä ... Wikipedia
Harvinainen aine, tähtienvälinen kaasu ja pienet pölyhiukkaset, jotka täyttävät tähtien välisen tilan meidän ja muiden galaksien välillä. Rakenteessa M. sivu. sisältää lisäksi kosmiset säteet, tähtienväliset magneettikentät (Katso Interstellar ... ... Suuri Neuvostoliiton tietosanakirja
Paikallisen tähtienvälisen pilven kartta Tähtienvälinen väliaine (ISM) on ainetta ja kenttiä, jotka täyttävät galaksien sisällä olevan tähtienvälisen tilan. Koostumus: tähtienvälinen kaasu, pöly (1 % kaasun massasta), tähtienväliset magneettikentät, kosmiset säteet ja myös ... ... Wikipedia
Yli 200 äskettäin muodostunutta tähteä NGC 604 -pilven sisällä kolmiogalaksissa. Tähdet säteilyttävät kaasua suurella energialla ... Wikipedia
Kartta tähtienvälisestä kaasusta galaksissamme Interstellar kaasu on harvinainen kaasumainen väliaine, joka täyttää kaiken tähtien välisen tilan. Tähtienvälinen kaasu on läpinäkyvää. Tähtienvälisen kaasun kokonaismassa galaksissa ylittää 10 miljardia auringon massaa tai ... ... Wikipedia
Tähtituuli on prosessi, jossa ainetta virtaa ulos tähdistä tähtienväliseen avaruuteen. Sisältö 1 Määritelmä 2 Energialähteet ... Wikipedia
Jopa edellä mainitusta yleiskatsaus voidaan nähdä kuinka monimutkainen tähtienvälisen väliaineen rakenne on. Listataan komponentit, joista sen tulisi koostua.
Kompaktit alueet, joissa on Te Nämä ominaisuudet ovat pilvillä, joita tutkitaan niiden molekyyliradiolinjojen avulla. Niille on tunnusomaista laaja valikoima tiheydet, monet niistä liittyvät viimeaikaisten tähtien muodostumisen alueisiin. Taulukossa. Katsauksesta lainattu kuva 17.2 näyttää näille alueille ominaisten tiheysten, koon, ionisaatioasteen ja neliönopeuden dispersioiden arvot.
Diffuusi neutraali vety. Suurin osa kuvassa esitetystä. 17.1 Neutraali vety on diffuusia, eli se ei pääse pilviin. On selvää, että tiheys vaihtelee pisteestä toiseen, mutta keskimäärin arvoa voidaan käyttää kohtuullisella tarkkuudella, osa tästä kaasusta voi olla kuumaa, mutta tietysti ionisoimatonta.
ionisoitua kaasua. Alueet, jotka ovat yksi mielenkiintoisimmista tähtitieteellisistä objekteista galaksissa, liittyvät suoraan nuoriin, kirkkaisiin, kuumiin spektriluokkien tähtiin, eivätkä ne tietenkään ole tyypillisiä tähtienväliselle väliaineelle. Monia edellä kuvatuista menetelmistä käytetään kattava tutkimus näitä esineitä. Esimerkkinä kuvassa 17.3 näyttää lähteen havaintojen tulokset eri alueilla. Yleensä se on hajanaisen lämpöhäiriön lähde. Suuremmalla resoluutiolla näkyy eristettyjä alueita, joista osalla on kuorirakenne, mikä tarkoittaa, että ne ovat syntyneet äskettäisen taudinpurkauksen seurauksena.
(klikkaa nähdäksesi skannauksen)
(katso skannaus)
tähtien muodostuminen. Vielä kompaktimpia ovat alueet, jotka liittyvät voimakkaisiin infrapunalähteet. Lopuksi, pienimmät mitat niillä on maser-säteilyn lähteitä molekyyleissä ja vastaavat fysikaaliset parametrit on esitetty kuvissa. 17.3.
Siellä on myös ionisoitunut komponentti diffuusissa tähtienvälisessä kaasussa. Sen tiheys selviää parhaiten pulsaaridispersion mitoista. Tällä tavalla löydetyillä arvoilla on suuri hajonta, mikä ei ole yllättävää, koska fyysiset olosuhteet tähtienvälisessä väliaineessa vaihtelevat suuresti. Kohtuullinen keskiarvo tähtienvälisen kaasun tiheydelle on
Kuuma faasi Te Esimerkiksi erittäin ionisoituneiden elementtien havainnot osoittavat, että tähtienvälisessä kaasussa täytyy olla paljon kuumempaa faasia. On huomionarvoista, että sen lämpötila ei eroa paljon vanhojen supernovajäänteiden lämpötiloista. Kuten voidaan osoittaa, merkittävä osa tähtienvälisestä kaasusta kuumenee jatkuvasti vanhojen supernovajäänteiden rajoilla syntyvillä shokkiaalloilla. Tämä tarjoaa melko houkuttelevan selityksen kuumalle vaiheelle.
On selvää, että tähtienvälisen väliaineen rakenne on hyvin monimutkainen. On kuitenkin hyödyllistä olla yksinkertainen malli laskelmia varten. Alueet ovat keskittyneet lähellä Galaxyn tasoa. Neutraalin vetykerroksen puolet paksuus (eli puolitiheystasojen välinen etäisyys) on suunnilleen. Toisaalta pyörimismittauksista päätellen bremsstrahlung matalilla taajuuksilla ja pulsaaridispersion mittauksista päätellen puoli- kerroksen paksuus on paljon suurempi, noin Näiden arvojen tarkkuus on alhainen, mutta ne antavat suuruusjärjestyksessä oikean esityksen Galaxyn kaasumaisen levyn eri komponenttien jakautumisesta. Nämä arvot viittaavat Auringon läheisyyteen. Lähempänä galaksin keskustaa tilanne muuttuu merkittävästi, ja säteen sisällä keskustasta suurin osa vedystä on molekyylitilassa.
Lopuksi emme edes yrittäneet ymmärtää tähtienvälisen kaasun kuumenemis- ja ionisaatiomekanismeja. Monet niistä ovat yksityiskohtaisia. Niiden joukossa: kuumennus ja ionisaatio kosmisilla säteillä, eli ionisaatiohäviöt, joita käsiteltiin yksityiskohtaisesti luvussa. 2; lämmitys pilvitörmäysten aikana; lämmitys kovalla ultraviolettisäteilyllä ja pehmeillä röntgensäteillä; lämpeneminen supernovaräjähdyksen aikana. Nojalla suuri valikoima rakenteita tähtienvälisessä väliaineessa, olisi yllättävää, jos jokaisessa luetelluista mekanismeista ei olisi galaksissa kohtaa, jossa se vallitsee.
Supernovan kuumenemismekanismi tarjoaa houkuttelevan selityksen erittäin kuuman vaiheen c olemassaololle. Alkuperäisessä Coxin ja Smithin paperissa ehdotettiin, että lisäkuumeneminen voisi johtua vanhojen supernovajäänteiden törmäyksistä. Näiden kirjoittajien mukaan vanhojen kuorien leikkaus ja niiden kuumeneminen törmäysten aikana johtavat kuuman kaasun verkoston muodostumiseen, joka tunkeutuu Galaxyn levyyn.
Lähetä hyvä työsi tietokanta on yksinkertainen. Käytä alla olevaa lomaketta
Opiskelijat, jatko-opiskelijat, nuoret tutkijat, jotka käyttävät tietopohjaa opinnoissaan ja työssään, ovat sinulle erittäin kiitollisia.
Lähetetty http://www.allbest.ru/
KUNTATALOUSARVIO YLEINEN OPETUSLAITOS LYCEUM №11 TŠELJABINSKIN KAUPUNKI
abstrakti
nmutta aihe:
"Kaasu- ja pölykompleksit. tähtienvälinen väliaine»
Esitetty:
11 luokan oppilas
Kiseleva Polina Olegovna
Tarkistettu:
Lykasova Alevtina Pavlovna
Tšeljabinsk 2015
OPÄÄ
Johdanto
1. ISM-tutkimuksen historia
2. ISM:n pääkomponentit
2.1 Tähtienvälinen kaasu
2.2 Tähtienvälinen pöly
2.3 Tähtienvälinen pilvi
2.4 Kosmiset säteet
2.5 Tähtienvälinen magneettikenttä
3. ISM:n fyysiset ominaisuudet
4. Sumut
4.1 Diffuusi (kirkas) sumu
4.2 Tumma sumu
5. Säteily
6. Tähtienvälisen väliaineen evoluutio
Johtopäätös
Lista lähteistä
JOHDANTO
Universumi ytimessä on melkein tyhjä tila. Vasta suhteellisen hiljattain pystyttiin todistamaan, että tähdet eivät ole olemassa absoluuttisessa tyhjyydessä ja että ulkoavaruus ei ole täysin läpinäkyvä. Tähdet vievät vain pienen osan valtavasta maailmankaikkeudesta. Ainetta ja kenttiä, jotka täyttävät tähtienvälisen tilan galaksien sisällä, kutsutaan interstellar mediumiksi (ISM). Tähtienvälisen väliaineen luonne on herättänyt tähtitieteilijöiden ja tiedemiesten huomion vuosisatojen ajan. Termiä "tähtienvälinen väliaine" käytti ensimmäisen kerran F. Bacon vuonna 1626.
1. TUTKIMUKSEN HISTORIAMZS
Vielä 1800-luvun puolivälissä. venäläinen tähtitieteilijä V. Struve yritti tieteellisiä menetelmiä löytää kiistatonta näyttöä siitä, että avaruus ei ole tyhjä, ja kaukaisten tähtien valo imeytyy siihen, mutta turhaan. tähtienvälinen pilvikaasu
Myöhempi saksalainen astrofyysikko F. Hartman suoritti tutkimuksen Delta Orionin spektristä ja tutki Delta Orion -järjestelmän seuralaisten kiertoradan liikettä ja tähdestä tulevaa valoa. Hartmann ymmärsi, että osa valosta absorboituu matkallaan Maahan, ja kirjoitti, että "kalsiumin absorptioviiva on erittäin heikko" ja että "osoitti jokseenkin yllättäväksi, että kalsiumviivat aallonpituudella 393,4 nanometriä ovat eivät liiku jaksottaisessa juovaspektrin hajoamisessa, joka on läsnä spektroskooppisessa kaksoistähtiä Vai niin". Näiden linjojen liikkumattomuus antoi Hartmannille mahdollisuuden ehdottaa, että absorptiosta vastuussa olevaa kaasua ei ole Delta Orionin ilmakehässä, vaan se päinvastoin sijaitsee tähden ulkopuolella ja sijaitsee tähden ja tarkkailijan välissä. Tämä tutkimus oli alku tähtienvälisen väliaineen tutkimukselle.
Tähtienvälisen aineen intensiiviset tutkimukset ovat tehneet sen mahdolliseksi W. Pickering vuonna 1912 toteamaan, että "tähtienvälinen absorboiva väliaine, joka, kuten on esitetty Kapteeni, absorboi vain joillain aallonpituuksilla, voi viitata kaasun ja kaasumaisten molekyylien läsnäoloon, joita aurinko ja tähdet sinkoavat ulos.
Samana vuonna 1912 AT.Hess löysi kosmisia säteitä, energisesti varautuneita hiukkasia, jotka pommittavat Maata avaruudesta. Tämän ansiosta jotkut tutkijat saattoivat todeta, että ne täyttävät myös tähtienvälisen välineen.
Hartmannin tutkimuksen jälkeen vuonna 1919 Eger Tutkiessaan absorptioviivoja aallonpituuksilla 589,0 ja 589,6 nanometriä Delta Orion- ja Beta Scorpio -järjestelmissä hän löysi natriumin tähtienvälisestä väliaineesta.
Absorboivan, harvennetun väliaineen olemassaolo osoitettiin vakuuttavasti alle sata vuotta sitten, 1900-luvun ensimmäisellä puoliskolla, vertaamalla eri etäisyyksillä meistä olevien etäisten tähtijoukkojen havaittuja ominaisuuksia. Sen teki itsenäisesti amerikkalainen tähtitieteilijä Robert Trumpler(1896-1956) ja Neuvostoliiton tähtitieteilijä B.A.Vorontsov-Velyaminov(1904-1994). Pikemminkin näin löydettiin yksi tähtienvälisen väliaineen komponenteista - hieno pöly, jonka vuoksi tähtienvälinen väliaine ei ole täysin läpinäkyvä, etenkään suuntiin, joka on lähellä suuntaa Linnunrata. Pölyn läsnäolo merkitsi sitä, että kaukaisten tähtien näennäinen kirkkaus ja havaittu väri vääristyivät ja niiden tunnistamiseksi todellisia arvoja, tarvitsemme melko monimutkaisen absorptiolaskennan. Näin ollen tähtitieteilijät pitivät pölyä valitettavana esteenä, joka häiritsi kaukaisten kohteiden tutkimista. Mutta samaan aikaan heräsi kiinnostus pölyn tutkimukseen fyysisenä väliaineena - tutkijat alkoivat selvittää, kuinka pölyjyvät syntyvät ja romahtavat, kuinka pöly reagoi säteilyyn ja mikä rooli pölyllä on tähtien muodostumisessa.
Radioastronomian kehittyessä 1900-luvun jälkipuoliskolla. tuli mahdolliseksi tutkia tähtienvälistä välinettä sen radiosäteilyn perusteella. Tarkoituksenmukaisten etsintöjen tuloksena neutraalien vetyatomien säteilyä löydettiin tähtienvälisestä avaruudesta taajuudella 1420 MHz (joka vastaa 21 cm:n aallonpituutta). Hollantilainen tähtitieteilijä ennusti säteilyn tällä taajuudella (tai kuten sanotaan radiolinjalla) Hendrik van de Hulst vuonna 1944 pohjalta kvanttimekaniikka, ja se löydettiin vuonna 1951 sen jälkeen, kun neuvostoliiton astrofyysikko oli laskenut sen odotetun intensiteetin I.S. Shklovsky. Shklovsky korosti myös säteilyn havainnointimahdollisuutta erilaisia molekyylejä radioalueella, mikä itse asiassa myöhemmin löydettiin. Tähtienvälisen kaasun massa, joka koostuu neutraaleja atomeja ja erittäin kylmä molekyylikaasu, osoittautui noin sata kertaa suuremmiksi kuin harvinaisen pölyn massa. Mutta kaasu on täysin läpinäkyvä näkyvälle valolle, joten sitä ei voitu havaita samoilla menetelmillä kuin pölyä löydettiin.
Kun kynnyksellä röntgenteleskoopit asennettu avaruusobservatoriot, löydettiin toinen, tähtienvälisen väliaineen kuumin komponentti - erittäin harvinainen kaasu, jonka lämpötila on miljoonia ja kymmeniä miljoonia asteita. Tätä kaasua on mahdotonta "nähdä" joko optisilla havainnoilla tai havainnoilla radiolinjoilla - väliaine on liian harvinainen ja täysin ionisoitunut, mutta siitä huolimatta se täyttää merkittävän osan koko galaksimme tilavuudesta.
Aineen ja säteilyn vuorovaikutusta ulkoavaruudessa tutkivan astrofysiikan nopea kehitys sekä uusien havaintomahdollisuuksien ilmaantuminen mahdollisti yksityiskohtaisen tutkimisen. fyysisiä prosesseja tähtienvälisessä ympäristössä. Koko tieteelliset suunnat - avaruuskaasudynamiikka ja avaruuden elektrodynamiikka jotka tutkivat harvinaisen avaruusmedian ominaisuuksia. Tähtitieteilijät ovat oppineet määrittämään etäisyyden kaasupilviin, mittaamaan kaasun lämpötilaa, tiheyttä ja painetta, sen kemiallista koostumusta, arvioimaan aineen kulkunopeutta. 1900-luvun jälkipuoliskolla paljasti monimutkaisen kuvan tähtienvälisen väliaineen alueellisesta jakautumisesta ja sen vuorovaikutuksesta tähtien kanssa. Kävi ilmi, että tähtien syntymän mahdollisuus riippuu tähtienvälisen kaasun ja pölyn tiheydestä ja määrästä, ja tähdet (ensinnäkin niistä massiivimmat) puolestaan muuttavat ympäröivän tähtienvälisen väliaineen ominaisuuksia - ne lämmittävät sitä, tukevat kaasun jatkuvaa liikettä, täydentävät väliainetta aineella muuttavat sen kemiallista koostumusta.
2. MLT:N PÄÄKOMPONENTIT
Tähtienvälinen väliaine sisältää tähtienvälisen kaasun, pölyn (1 % kaasumassasta), tähtienväliset magneettikentät, tähtienvälinen pilvi, kosmiset säteet ja myös pimeä aine. Tähtienvälisen väliaineen kemiallinen koostumus on primaarisen nukleosynteesin ja tähtien ydinfuusion tuote.
2 .1 Tähtienvälinen kaasu
Tähtienvälinen kaasu on harvinainen kaasumainen väliaine, joka täyttää kaiken tähtien välisen tilan. Tähtienvälinen kaasu on läpinäkyvää. Tähtienvälisen kaasun kokonaismassa galaksissa ylittää 10 miljardia auringon massaa tai muutaman prosentin galaksimme kaikkien tähtien kokonaismassasta. Tähtienvälisten kaasuatomien keskimääräinen pitoisuus on alle 1 atomi per cm3. Kaasun keskimääräinen tiheys on noin 10–21 kg/m3. Kemiallinen koostumus on suunnilleen sama kuin useimpien tähtien: se koostuu vedystä ja heliumista sekä pienestä seoksesta raskaampia alkuaineita. Lämpötilasta ja tiheydestä riippuen tähtienvälinen kaasu on molekyyli-, atomi- tai ionisoituneessa tilassa. Ultraviolettisäteet, toisin kuin näkyvät valonsäteet, absorboituvat kaasuun ja antavat sille energiansa. Tästä johtuen kuumat tähdet lämmittävät ultraviolettisäteilyillään ympäröivän kaasun noin 10 000 K:n lämpötilaan. Kuumentunut kaasu alkaa säteillä itse valoa ja havaitsemme sen kirkkaana kaasumaisena sumuna. Kylmempää, "näkymätöntä" kaasua tarkkaillaan radioastronomisilla menetelmillä. Harvinaisessa väliaineessa olevat vetyatomit lähettävät radioaaltoja noin 21 cm:n aallonpituudella, joten radioaaltovirrat etenevät jatkuvasti tähtienvälisten kaasujen alueilta. Vastaanottamalla ja analysoimalla tätä säteilyä tutkijat oppivat tähtienvälisen kaasun tiheydestä, lämpötilasta ja liikkeestä ulkoavaruudessa.
2 .2 Tähtienvälinen pöly
Tähtienvälinen pöly on kiinteitä mikroskooppisia hiukkasia, jotka yhdessä tähtienvälisen kaasun kanssa täyttävät tähtien välisen tilan. Tällä hetkellä uskotaan, että pölyhiukkasilla on tulenkestävä ydin, jota ympäröi orgaaninen aines tai jääkuori. Ytimen kemiallinen koostumus määräytyy ilmakehän mukaan, jossa tähdet tiivistyivät. Esimerkiksi hiilitähdet koostuvat grafiitista ja piikarbidista.
Tähtienvälisen pölyn tyypillinen hiukkaskoko on 0,01-0,2 mikronia, pölyn kokonaismassa on noin 1 % kaasun kokonaismassasta. Starlight lämmittää tähtienvälisen pölyn useisiin kymmeniin K, minkä vuoksi tähtienvälinen pöly on pitkäaaltoisen infrapunasäteilyn lähde.
Pöly vaikuttaa myös tähtienvälisessä väliaineessa tapahtuviin kemiallisiin prosesseihin: pölyrakeet sisältävät raskaita alkuaineita, joita käytetään katalysaattorina erilaisissa kemiallisia prosesseja. Pölyrakeet osallistuvat myös vetymolekyylien muodostumiseen, mikä lisää tähtien muodostumista metalliköyhissä pilvissä.
2 .3 tähtienvälinen pilvi
Tähtienvälinen pilvi on yleinen nimitys kaasun, plasman ja pölyn kertymiselle meidän ja muiden galakseissa. Toisin sanoen tähtienvälisessä pilvessä on enemmän korkea tiheys, Miten keskimääräinen tiheys tähtienvälinen väliaine. Tietyn pilven tiheydestä, koosta ja lämpötilasta riippuen siinä oleva vety voi olla neutraalia, ionisoitua (eli plasman muodossa) tai molekyylistä. Neutraaleja ja ionisoituneita pilviä kutsutaan joskus diffuusipilviksi, kun taas molekyylipilviä kutsutaan tiheiksi pilviksi.
Tähtienvälisten pilvien koostumuksen analyysi suoritetaan tutkimalla niiden sähkömagneettista säteilyä suurilla radioteleskoopeilla. Tutkimalla tähtienvälisen pilven emissiospektriä ja vertaamalla sitä tiettyjen kemiallisten alkuaineiden spektriin voidaan määrittää pilven kemiallinen koostumus.
Yleensä noin 70 % tähtienvälisen pilven massasta on vetyä, loput pääosin heliumia. Pilvet sisältävät myös jäämiä raskaita alkuaineista: metalleja, kuten kalsiumia, neutraaleja tai Ca+ (90 %) ja Ca++ (9 %) kationien muodossa ja epäorgaaniset yhdisteet kuten vesi, hiilimonoksidi, rikkivety, ammoniakki ja vetysyanidi.
2 .4 Kosmiset säteet
Kosmiset säteet ovat alkuainehiukkasia ja atomiytimiä, jotka liikkuvat suurilla energioilla avaruudessa. Räjähdykset ovat niiden tärkein (mutta ei ainoa) lähde. supernovat.
Ekstragalaktisia ja galaktisia säteitä kutsutaan yleensä ensisijaiseksi. On tapana kutsua toissijaisia hiukkasvirtoja, jotka kulkevat ja muuttuvat maan ilmakehässä.
Kosmiset säteet ovat osa luonnonsäteilyä (taustasäteilyä) maan pinnalla ja ilmakehässä.
Kosmisen säteiden kemiallinen spektri energiana nukleonia kohti koostuu yli 94 %:sta protoneista ja 4 %:sta heliumytimistä (alfahiukkasista). On myös muiden alkuaineiden ytimiä, mutta niiden osuus on paljon pienempi.
Partikkeliluvun mukaan kosmiset säteet ovat 90 prosenttia protoneja, 7 prosenttia heliumytimiä, noin 1 prosentti raskaampia alkuaineita ja noin 1 prosentti elektroneja.
2 .5 Tähtienvälinen magneettikenttä
Hiukkaset liikkuvat tähtienvälisen avaruuden heikossa magneettikentässä, jonka induktio on noin satatuhatta kertaa pienempi kuin Maan magneettikentän. Tähtienvälinen magneettikenttä, joka vaikuttaa varautuneisiin hiukkasiin niiden energiasta riippuvaisella voimalla, "sekoittaa" hiukkasten liikeradat ja ne muuttavat jatkuvasti liikkeensä suuntaa galaksissa. Tähtienvälisessä magneettikentässä lentävät varautuneet hiukkaset poikkeavat suorilta lentoradoilta Lorentzin voiman vaikutuksesta. Niiden liikeradat näyttävät "tuulevan" magneettisen induktion linjoilla.
3. ISM:N FYSIKAALISET OMINAISUUDET
· Paikallisen termodynaamisen tasapainon puute(LTR)- kanssa järjestelmän tila, jossa tämän järjestelmän makroskooppiset suuret (lämpötila, paine, tilavuus, entropia) pysyvät muuttumattomina ajallisesti eristyksissä ympäristöstä.
· Terminen epävakaus
Kunto lämpötasapaino ei välttämättä suoriteta ollenkaan. On olemassa magneettikenttä, joka vastustaa puristusta, ellei se tapahdu kenttäviivoja pitkin. Toiseksi tähtienvälinen väliaine on jatkuvassa liikkeessä ja sen paikalliset ominaisuudet muuttuvat jatkuvasti, siihen ilmestyy uusia energialähteitä ja vanhat katoavat. Kolmanneksi termodynaamisen epävakauden lisäksi on olemassa gravitaatio- ja magnetohydrodynaamisia. Ja tämä on ottamatta huomioon minkäänlaisia kataklysmejä supernovaräjähdyksen muodossa, galaksien läheisyydessä kulkevia vuorovesivaikutuksia tai itse kaasun kulkemista galaksin spiraalihaarojen läpi.
· Kielletyt linjat ja 21cm viiva
Optisesti ohuen väliaineen erottuva piirre on säteily sisään kiellettyjä linjoja. Kielletyiksi viivoiksi kutsutaan linjoja, jotka ovat valintasääntöjen kiellettyjä, eli ne tulevat metastabiileilta tasoilta (quasi-stable equilibrium). ominaista aikaa elektronin elinikä tällä tasolla on s:stä useisiin päiviin. Suurilla hiukkaspitoisuuksilla niiden törmäys poistaa virityksen ja viivoja ei havaita äärimmäisen heikkouden vuoksi. Pienillä tiheyksillä viivan intensiteetti ei riipu siirtymän todennäköisyydestä, koska pienen todennäköisyyden kompensoi suuri määrä atomeja metastabiilissa tilassa. Jos LTE:tä ei ole, niin väestö energiatasot tulee laskea viritys- ja deaktivaatioprosessien tasapainosta.
ISM:n tärkein kielletty linja on radiolinkki atomi vety 21 cm. Tämä viiva syntyy siirtymävaiheessa vetytason hyperhienorakenteen alatasojen välillä, joka liittyy spinin esiintymiseen elektronissa ja protonissa. Tämän siirtymän todennäköisyys (eli 1 kerta 11 miljoonassa vuodessa).
21 cm:n radiolinjan tutkimukset tekivät mahdolliseksi todeta, että neutraali vety galaksissa on pääasiassa erittäin ohuessa, 400 pc:n paksuisessa kerroksessa lähellä galaksin tasoa.
· Magneettikentän jäätyminen.
Magneettikentän jäätyminen tarkoittaa magneettivuon säilymistä minkä tahansa suljetun johtavan piirin läpi, kun se muuttaa muotoaan. Laboratorio-olosuhteissa magneettivuon voidaan katsoa säilyneen korkean sähkönjohtavuuden omaavissa väliaineissa. Äärettömän sähkönjohtavuuden rajalla äärettömän pieni sähkökenttä saattaisi virran kasvamaan äärettömään arvoon. Siksi ihanteellisen johtimen ei pitäisi ylittää magneettista voimalinjat, ja siten virittää sähkökentän, mutta päinvastoin, sen pitäisi vetää magneettikentän viivoja mukanaan, magneettikenttä osoittautuu ikään kuin jäätyneeksi johtimeen.
Todellinen avaruusplasma on kaukana ihanteellisesta, ja sisään jäätyminen tulee ymmärtää siinä mielessä, että se vaatii paljon iso aika muuttaaksesi virtausta silmukan läpi. Käytännössä tämä tarkoittaa, että voimme pitää kenttää vakiona pilven supistuessa, pyöriessä jne.
4. Sumut
Tähtisumu- tähtienvälisen väliaineen osa, joka erottuu säteilystään tai säteilyn absorptiosta yleinen tausta taivas. Sumut koostuvat pölystä, kaasusta ja plasmasta.
Ensisijainen sumujen luokittelussa käytetty ominaisuus on niiden aiheuttama valon absorptio eli emissio tai sironta, eli tämän kriteerin mukaan sumut jaetaan tummiin ja valoisiin.
Sumujen jako kaasumaisiin ja pölyisiin on suurelta osin mielivaltaista: kaikki sumut sisältävät sekä pölyä että kaasua. Tämä jako on historiallinen eri tavoilla havainnot ja emissiomekanismit: pölyn esiintyminen havaitaan selkeimmin, kun tummat sumut absorboivat säteilyä takanaan sijaitsevista lähteistä ja kun heijastus tai sironta tai uudelleenemissio, joka sisältyy lähistöllä sijaitsevien tähtien tai itse sumun säteilyn pölyyn; Sumun kaasumaisen komponentin sisäistä säteilyä havaitaan, kun se ionisoituu sumussa sijaitsevan kuuman tähden ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta (ionisoidun vedyn H II -emissioalueet tähtiyhdistysten tai planetaaristen sumujen ympärillä) tai kun tähtienvälinen väliaine kuumennetaan. paineaalto supernovaräjähdyksen tai Wolf-Rayet-tähtien voimakkaan tähtituulen vaikutuksen vuoksi.
4 .1 Diffuusi(valo)tähtisumu
Diffuusi (valo)sumu -- Tähtitiedessä yleinen termi, jota käytetään viittaamaan valoa emittoiviin sumuihin. Kolme diffuusisumutyyppiä ovat heijastussumu, emissio-sumu (jonka protoplanetaariset, planetaariset ja H II -alueet ovat lajikkeita) ja supernovajäännös.
· heijastussumu
Heijastusumut ovat tähtien valaisemia kaasu- ja pölypilviä. Jos tähti on tähtienvälisessä pilvessä tai sen lähellä, mutta se ei ole tarpeeksi kuuma (kuuma) ionisoidakseen merkittävän määrän tähtienvälistä vetyä sen ympärille, päälähde optinen säteily Sumu on tähtienvälisen pölyn hajottamaa tähtien valoa.
Heijastussumun spektri on sama kuin sitä valaisevan tähden. Valon sironnasta vastuussa olevien mikroskooppisten hiukkasten joukossa ovat hiilihiukkaset (jota joskus kutsutaan timanttipölyksi) sekä raudan ja nikkelin hiukkaset. Kaksi viimeistä ovat vuorovaikutuksessa galaktisen magneettikentän kanssa, ja siksi heijastunut valo on hieman polarisoitunut.
Heijastussumuilla on yleensä sininen sävy sironnan vuoksi sininen väri tehokkaampi kuin punainen (tämä selittää erityisesti taivaan sinisen värin).
Tällä hetkellä tunnetaan noin 500 heijastussumua, joista tunnetuin on Plejadien (tähtijoukko) ympärillä. jättiläinen punainen ( spektriluokka M1) Antares-tähteä ympäröi suuri punainen heijastussumu. Heijastusumuja löytyy usein myös tähtienmuodostuspaikoista.
Vuonna 1922 Hubble julkaisi joidenkin kirkkaiden sumujen tutkimustulokset. Tässä työssä Hubble johti heijastussumun valoisuuslain, joka määrittää suhteen sumun kulmakoon välillä ( R) ja näennäinen suuruus valaiseva tähti ( m):
missä on vakio mittauksen herkkyydestä riippuen.
· emissio sumu
Emissio-sumu on ionisoidun kaasun (plasman) pilvi, joka säteilee spektrin näkyvällä värialueella. Ionisoituminen tapahtuu lähimpien lähettämien korkeaenergisten fotonien vuoksi kuuma tähti. Emissio-sumuja on useita tyyppejä. Niiden joukossa ovat H II -alueet, joissa tapahtuu uusien tähtien muodostumista ja ionisoivien fotonien lähteitä ovat nuoret massiiviset tähdet sekä planetaariset sumut, jossa kuoleva tähti on hylännyt yläkerroksensa ja paljastunut kuuma ydin ionisoi ne.
Planeettamruis sumumness -- tähtitieteellistä kohdetta, joka koostuu ionisoidusta kaasukuoresta ja keskeisestä tähdestä, valkoinen kääpiö. Planetaariset sumut muodostuvat punaisten jättiläisten ja superjättiläisten ulkokerrosten (kuorten) irtoamisen aikana, kun niiden massa on 2,5–8 aurinkomassaa evoluution loppuvaiheessa. Planetaarinen sumu on nopeasti liikkuva (tähtitieteellisesti mitattuna) ilmiö, joka kestää vain muutamia kymmeniä tuhansia vuosia, kun taas esi-isitähden elinikä on useita miljardeja vuosia. Tällä hetkellä galaksissamme tunnetaan noin 1500 planetaarista sumua.
Planetaaristen sumujen muodostumisprosessi sekä supernovaräjähdykset leikkivät tärkeä rooli galaksien kemiallisessa evoluutiossa heittämällä tähtienväliseen avaruuteen raskailla alkuaineilla rikastettua materiaalia - tähtien nukleosynteesin tuotteita (tähtitiedossa kaikkia alkuaineita pidetään raskaitina, lukuun ottamatta primaarisen nukleosynteesin tuotteita alkuräjähdys-- vety ja helium, kuten hiili, typpi, happi ja kalsium).
AT viime vuodet Hubble-avaruusteleskoopin ottamien kuvien avulla pystyttiin toteamaan, että monilla planeetan sumuilla on hyvin monimutkainen ja erikoinen rakenne. Huolimatta siitä, että noin viidesosa niistä on ympyrän muotoisia, useimmilla ei ole minkäänlaista pallomainen symmetria. Mekanismeja, joilla tällaisten muotojen muodostuminen on mahdollista, ei ole toistaiseksi täysin selvitetty. Uskotaan että iso rooli tätä voidaan pelata tähtituulen ja kaksoistähden, magneettikentän ja tähtienvälisen väliaineen vuorovaikutuksella.
Planetaariset sumut ovat enimmäkseen himmeitä esineitä, eivätkä ne yleensä näy paljaalla silmällä. Ensimmäinen löydetty planetaarinen sumu oli sumu käsipaino Vulpeculan tähdistössä.
Planetaaristen sumujen epätavallinen luonne havaittiin 1800-luvun puolivälissä, jolloin spektroskopiamenetelmän käyttö havainnoissa alkoi. William Huggins Hänestä tuli ensimmäinen tähtitieteilijä, joka sai planeetan sumujen spektrit - esineet, jotka erottuivat epätavallisuudellaan. Kun Huggins tutki sumujen spektrejä NGC 6543 (kissan silmä) , M27 (käsipaino), M57 (rengassumu Lyrassa) ja useat muut, kävi ilmi, että niiden spektri on äärimmäisen erilainen kuin tähtien spektrit: kaikki siihen mennessä saadut tähtien spektrit olivat absorptiospektrejä (jatkuva spektri Suuri määrä tummat viivat), kun taas planetaaristen sumujen spektrit osoittautuivat emissiospektreiksi, joissa oli pieni määrä emissioviivoja, mikä osoitti niiden luonteen, joka eroaa olennaisesti tähtien luonteesta.
Planetaariset sumut edustavat monien tähtien evoluution viimeistä vaihetta. Tyypillinen planetaarinen sumu Sen keskipituus on yksi valovuosi ja se koostuu erittäin harvinaisesta kaasusta, jonka tiheys on noin 1000 hiukkasta/cm3, mikä on mitätön verrattuna esimerkiksi maan ilmakehän tiheyteen, mutta noin 10-100 kertaa suurempi kuin maapallon ilmakehän tiheys. planeettojen välisen avaruuden tiheys Maan kiertoradan etäisyydellä Auringosta. Nuorilla planetaarisilla sumuilla on suurin tiheys, joskus saavuttaen 10 6 hiukkasta cm³:ssä. Sumujen ikääntyessä niiden laajeneminen johtaa tiheyden vähenemiseen. Useimmat planetaariset sumut ovat symmetrisiä ja lähes pallomaisia, mikä ei estä niitä saamasta monia hyvin monimutkaisia muotoja. Noin 10 % planetaarisista sumuista on käytännössä kaksinapaisia, ja vain pieni osa on epäsymmetrisiä. Jopa suorakaiteen muotoinen planetaarinen sumu tunnetaan.
protoplanetaarinen sumu on tähtitieteellinen kohde, jota ei ole olemassa kauan sen ajan välillä, kun keskimassainen tähti (1-8 Auringon massaa) on lähtenyt asymptoottisesta jättiläishaarasta (AGB) ja sitä seuraavaan planetaarisen sumun (PT) vaiheeseen. Protoplanetaarinen sumu loistaa ensisijaisesti infrapunassa ja on heijastussumujen alatyyppi.
AlueHII on kuuman kaasun ja plasman pilvi, jonka halkaisija on useita satoja valovuosia ja joka on aktiivisen tähtien muodostumisen alue. Tälle alueelle syntyy nuoria kuumia sinivalkoisia tähtiä, jotka säteilevät runsaasti ultraviolettivaloa ja ionisoivat siten ympäröivän sumun.
H II -alueet voivat synnyttää tuhansia tähtiä vain muutaman miljoonan vuoden aikana. Lopulta supernovaräjähdykset ja voimakkaat tähtituulet syntyneen tähtijoukon massiivisimmista tähdistä hajottavat alueen kaasuja, ja se muuttuu Plejadien kaltaiseksi ryhmäksi.
Nämä alueet ovat saaneet nimensä suuresta määrästä ionisoitua atomivetyä, jota tähtitieteilijät kutsuvat nimellä H II (HI-alue on neutraalin vedyn vyöhyke, ja H 2 tarkoittaa molekyylivetyä). Niitä voidaan nähdä huomattavilta etäisyyksiltä kaikkialla universumissa, ja tällaisten alueiden tutkiminen muissa galakseissa on tärkeää määritettäessä etäisyyttä jälkimmäisiin sekä niiden kemiallinen koostumus.
Esimerkkejä ovat carina sumu, Tarantula sumu,NGC 604 , Orionin trapetsi, Barnardin silmukka.
· supernova jäännös
supernova jäännös(Englanti) S ylempiN munasolut R emnantti, SNR ) on kaasu- ja pölymuodostelma, joka on seurausta useita kymmeniä tai satoja vuosia sitten tapahtuneesta tähden katastrofaalisesta räjähdyksestä ja sen muuttumisesta supernovaksi. Räjähdyksen aikana supernovakuori hajoaa kaikkiin suuntiin muodostaen valtavalla nopeudella laajenevan shokkiaallon, joka muodostaa supernova jäännös. Loppuosa koostuu räjähdyksen sinkoamasta tähtimateriaalista ja shokkiaallon absorboimasta tähtienvälisestä aineesta.
Todennäköisesti kaunein ja parhaiten tutkittu supernovan muodostama nuori jäännös SN 1987 A Suuressa Magellanin pilvessä, joka purkautui vuonna 1987. Muita tunnettuja supernovajäänteitä ovat rapu sumu , suhteellisen äskettäin tapahtuneen räjähdyksen jäännös (1054), supernovajäännös Hiljainen (SN 1572) , joka on nimetty Tycho Brahen mukaan, joka havaitsi ja tallensi sen alkuperäisen kirkkauden välittömästi vuoden 1572 taudinpurkauksen jälkeen, sekä loput. Keplerin supernova (SN 1604) nimetty Johannes Keplerin mukaan.
4 .2 Tumma sumu
Tumma sumu on eräänlainen tähtienvälinen pilvi, joka on niin tiheä, että se imee itseensä näkyvä valo, jotka tulevat emissio- tai heijastussumuista (kuten , Hevosenpääsumu) tai tähtiä (esim. Hiilisäkkisumu) sen takana.
Valoa absorboivat tähtienväliset pölyhiukkaset, jotka sijaitsevat molekyylipilvien kylmimmissä ja tiheimmissä osissa. Tummien sumujen klusterit ja suuret kompleksit liittyvät jättimäisiin molekyylipilviin (GMO). Eristetyt tummat sumut ovat useimmiten Bok-palloja.
Tällaisilla pilvillä on hyvin epäsäännöllinen muoto: niillä ei ole selkeästi määriteltyjä rajoja, joskus ne ottavat pyörteisiä käärmemäisiä kuvia. Suurimmat tummat sumut näkyvät paljaalla silmällä, ja ne näkyvät mustina laikkuina kirkasta Linnunrataa vasten.
Tummien sumujen sisäosissa tapahtuu usein aktiivisia prosesseja: esimerkiksi tähtien synty tai maser-säteily.
5. SÄTEILY
Tähtien tuuli- aineen ulosvirtaus tähdistä tähtienväliseen avaruuteen.
Aine, josta tähdet koostuvat, voi tietyissä olosuhteissa voittaa vetovoimansa ja sinkoutua tähtienväliseen avaruuteen. Tämä tapahtuu, jos hiukkanen tähden ilmakehässä kiihtyy nopeudella, joka ylittää sekunnin kosminen nopeus tälle tähdelle. Itse asiassa tähtituulen muodostavien hiukkasten nopeudet ovat satoja kilometrejä sekunnissa.
Tähtituuli voi sisältää sekä varautuneita että neutraaleja hiukkasia.
Tähtituuli on jatkuvasti esiintyvä prosessi, joka johtaa tähden massan vähenemiseen. Kvantitatiivisesti tätä prosessia voidaan luonnehtia aineen määräksi (massaksi), jonka tähti menettää aikayksikköä kohti.
Tähtituulella voi olla tärkeä rooli tähtien evoluutiossa: koska tämä prosessi johtaa tähden massan pienenemiseen, tähden elinikä riippuu sen voimakkuudesta.
Tähtituuli on tapa kuljettaa ainetta pitkiä matkoja avaruudessa. Sen lisäksi, että se itse koostuu tähdistä virtaavasta aineesta, se voi vaikuttaa ympäröivään tähtienväliseen aineeseen siirtäen siihen osan omasta kineettinen energia. Siten emissio-sumun NGC 7635 "kupla" muoto muodostui tällaisen törmäyksen seurauksena.
Jos ainetta virtaa ulos useista lähekkäin olevista tähdistä, joita täydentää näiden tähtien säteily, tähtienvälisen aineen kondensoituminen on mahdollista myöhemmän tähtien muodostumisen myötä.
Aktiivisessa tähtituulessa sinkoutuneen aineen määrä voi olla riittävä muodostamaan planetaarinen sumu.
6. TÄHDENVÄLINEN EVOLUUTIO
Tähtienvälisen väliaineen tai tarkemmin sanottuna tähtienvälisen kaasun evoluutio liittyy läheisesti koko galaksin kemialliseen kehitykseen. Vaikuttaa siltä, että kaikki on yksinkertaista: tähdet imevät kaasua ja heittävät sen sitten takaisin rikastaen sitä ydinpalamistuotteilla - raskailla alkuaineilla - joten metallisuuden pitäisi vähitellen kasvaa.
Big Bang -teoria ennustaa, että vetyä, heliumia, deuteriumia, litiumia ja muita kevyitä ytimiä muodostui primordialisen nukleosynteesin aikana, jotka ovat edelleen halkeilemassa Hayashin radalla tai prototähtien vaiheessa. Toisin sanoen meidän pitäisi tarkkailla pitkäikäisiä G-kääpiöitä, joiden metallisuus on nolla. Mutta mitään näistä ei ole löydetty galaksista; lisäksi useimmat niistä ovat lähes auringon metallisuutta. Epäsuorien tietojen perusteella voidaan päätellä, että jotain vastaavaa on olemassa muissa galakseissa. Käytössä Tämä hetki Kysymys jää avoimeksi ja odottaa päätöstä.
Alkuperäisessä tähtienvälisessä kaasussa ei myöskään ollut pölyä. Nykyään uskotaan, että vanhojen kylmien tähtien pinnalle muodostuu pölyrakeita, jotka jättävät sen yhdessä ulosvirtaavan aineen kanssa.
PÄÄTELMÄ
Sellaisten tutkimus monimutkainen järjestelmä"tähdet - tähtienvälinen väliaine" osoittautui erittäin vaikeaksi astrofysikaaliseksi ongelmaksi, varsinkin kun otetaan huomioon, että galaksissa olevan tähtienvälisen väliaineen kokonaismassa ja sen kemiallinen koostumus muuttuvat hitaasti erilaisia tekijöitä. Siksi voimme sanoa, että koko planeettamme historia heijastuu tähtienväliseen väliaineeseen. tähtijärjestelmä kestävät miljardeja vuosia.
LUETTELO LÄHTEISTÄ
1) Materiaalit osoitteesta www.wikipedia.org
2) Materiaalit, jotka on otettu sivustolta www.krugosvet.ru
3) Materiaalit osoitteesta www.bse.sci-lib.com
4) Materiaalit on otettu sivustolta www.dic.academic.ru
Isännöi Allbest.ru:ssa
Samanlaisia asiakirjoja
Nebula osana tähtienvälistä väliainetta, joka erottuu säteilystään tai säteilyn absorptiosta taivaan yleistä taustaa vasten, sen lajikkeet ja muodot: emissio, supernovajäänteet. Joidenkin sumujen syntymisen ja kehityksen historia: Eagle, Hourglass.
esitys, lisätty 11.10.2012
Pöly, kaasu ja plasma sumun pääkomponentteina. Sumujen luokitus, niiden päätyyppien ominaisuudet. Diffuusi-, heijastus-, emissio-, tummien ja planetaaristen sumujen rakenteen piirteet. Supernovajäännöksen muodostuminen.
esitys, lisätty 20.12.2015
Kuvaus sumun ilmiöistä ja auringon aktiivisuus. Galaktisten, auringon ja kosmisten säteiden tutkimus, niiden rekisteröintimenetelmät. Tähtienvälisen magneettikentän ominaisuudet. Galaksien tilajakauman piirteet. Ajatuksia maailmankaikkeuden laajenemisesta.
yhteenveto, lisätty 1.6.2012
Tähtien ydin on galaksin keskeinen, kompakti alue. Galaxyn rakenteen peruselementit. Avoimet ja pallomaiset klusterit. Tähtienvälisen kaasun ominaisuudet. Valon yleinen käsite kaasumaisia sumuja. Planetaariset, tummat sumut.
esitys, lisätty 28.9.2011
Kosmogonia tieteenä, joka tutkii taivaankappaleiden syntyä ja kehitystä. Jeans-hypoteesin ydin. Nebula, Auringon synty. Sumuhiukkasten planeetoiksi muuntumisprosessin päävaiheet: hiukkasten adheesio; lämmittely; vulkaanista toimintaa.
tiivistelmä, lisätty 20.6.2011
avaruusalus Resurs-F-sarjan maapallon luonnonvarojen tutkimus ja ympäristön hallinta. Resurs-F1-avaruusaluksen ja valokuvauslaitteiden tärkeimmät tekniset ominaisuudet. Avaruuslääketieteen ja -biologian avaruusalukset Bion, materiaalitiede Foton.
tiivistelmä, lisätty 6.8.2010
Tähtien evoluutio - tähden muutokset sen elinkaaren aikana. Termoydinfuusio ja tähtien syntymä; planetaarinen sumu, prototähdet. Nuorten tähtien ominaisuudet, niiden kypsyys, myöhemmät vuodet, kuolema. neutronitähdet(pulsarit), valkoiset kääpiöt, mustat aukot.
esitys, lisätty 10.5.2012
Muodostumisen vaiheet aurinkokunta. Auringon protoplanetaarisen kiekon väliaineen koostumus, sen evoluution tutkimus numeerisen kaksiulotteisen kaasudynaamisen mallin avulla, joka vastaa kaasumaisen väliaineen akselisymmetristä liikettä gravitaatiokentässä.
lukukausityö, lisätty 29.5.2012
Tähtien ominaisuudet. Tähdet ulkoavaruudessa. Tähti on plasmapallo. Tähtien prosessien dynamiikka. Aurinkokunta. Tähtienvälinen väliaine. Tähtien evoluution käsite. Tähtien muodostumisprosessi. Star dynaamisena itsesäätelyjärjestelmänä.
tiivistelmä, lisätty 17.10.2008
Kahdeksas planeetta Auringosta. Jotkut Neptunuksen parametrit. Kemiallinen koostumus, fysikaaliset olosuhteet, rakenne, ilmakehä. Lämpötila pinta-alat. Neptunuksen satelliitit, niiden koot, ominaisuudet, löytöhistoria. Neptunuksen renkaat, magneettikenttä.
Komponentti n. 99 % sen massasta ja n. 2 % galaksin massasta. Mg on erittäin tasaisesti sekoittunut tähtienvälisen pölyn kanssa, mikä tekee usein kaasu-pölyrakenteista havaittavissa sen absorption tai valon hajonnan kautta (katso ). Pääosan muutosalue. M.g:tä kuvaavat parametrit ovat hyvin laajat. M. g:n lämpötila vaihtelee välillä 4-6 K - 10 6 K (tähtienvälisessä ionilämpötilassa M. g. joskus ylittää 10 9 K), pitoisuus vaihtelee välillä 10 -3 -10 -4 - 10 8 -10 12 hiukkasia 1 cm 3:ssa. Mg-säteilylle on ominaista laaja alue pitkistä radioaalloista kovaan gammasäteilyyn.
On alueita, joissa M.g. on pääasiassa molekyylitilassa (molekyylipilvet) - nämä ovat M. g:n tiheimpiä ja kylmimpiä osia; on alueita, joissa M. g. koostuu Ch. arr. neutraaleista vetyatomeista (HI-alueet), nämä ovat vähemmän tiheitä ja keskimäärin lämpimämpiä alueita; on ionisoituneen vedyn alueita (HII-alueita), to-rymi yavl. kirkkaat emissiosumut kuumien tähtien ympärillä ja harvinaisen kuuman kaasun (koronaalikaasun) alueet. Mg, kuten tähtien substanssi, koostuu Ch. arr. vedystä ja heliumista pienellä lisäyksellä muita kemikaaleja. elementtejä (katso). M.:ssä vetyatomeja on keskimäärin noin. 90 % kaikkien atomien lukumäärästä (70 % painosta). Heliumatomien osuus on noin. 10 % atomien lukumäärästä (noin 28 % painosta). Loput 2 % massasta ovat kaikki myöhempiä kemiallisia. elementtejä (ns. raskaat elementit). Näistä O, C, N, Ne, S, Ar ja Fe ovat runsaimmat. Kaikki ne yhdessä muodostavat n. 1/1000 M.g:n atomien lukumäärästä. Niiden rooli M.g:ssä tapahtuvissa prosesseissa on kuitenkin hyvin suuri. Auringon koostumukseen verrattuna Mg:ssa havaitaan useiden raskaiden alkuaineiden, erityisesti Al:n, Ca:n, Ti:n, Fe:n, Ni:n, vaje, jotka ovat kymmeniä ja satoja kertoja vähemmän kuin Auringossa. Galaxyn M.-kaupungin eri osissa alijäämän suuruus ei ole sama. Alijäämän esiintyminen liittyy siihen, mitä se tarkoittaa. jotkin näistä alkuaineista sisältyvät pölyrakeiden koostumukseen ja ovat lähes poissa kaasufaasista.Galaksin ulkopuolella levy M. g. hyvin vähän. Pääasiassa osa galaktista haloa, kaasu on ilmeisesti kuuma (~ 10 o K) ja erittäin harvinainen (5 kpc korkeudella levyn symmetriatason yläpuolella). Huomattavimmat ovat halo- . Ilmeisesti ei suuri määrä kaasua on saatavana joissakin, tiheimmissä,. Lisäksi korkeissa galakseissa. leveysasteilla löydettiin vetyä.
3. Menetelmät tähtienvälisen kaasun havainnointiin
M.:n voimakas harvinaistuminen ja laajat lämpötila-alueet, joissa se voidaan sijoittaa, määräävät sen tutkimusmenetelmien valikoiman.
Havainnointiin parhaiten saatavilla olevat kaasumaiset ja kaasumaiset-pölyiset valosumut. Optisesti ja sisään alempi tutkinto Emissio-sumujen infrapunaemissiospektreillä onnistuttiin selvittämään aineen tiheys, lämpötila, koostumus ja ionisaatiotila H II -vyöhykkeillä. Rikasta tietoa säteilysumujen magnetismista saadaan vedystä, heliumista ja muista alkuaineista sekä jatkuvasta radiosäteilystä.
Magnetismin tilaa sumun ulkopuolella tutkitaan tähtienvälisen optisen tiedon avulla. ja UV-absorptioviivat tähtien spektrissä. Niiden perusteella pystyttiin toteamaan, että magneettikenttä koostuu erillisistä pilvistä ja niissä oleva aine on pääosin neutraalissa atomitilassa. Optisen absorptiolinjojen mukaan. alue löydettiin (1938) ensimmäisenä. Useimpien atomien, ionien ja molekyylien absorptioviivat sijaitsevat spektrin UV-alueella (kuva 3). Heidän satelliiteilla tehdyt havainnot mahdollistivat alkuaineiden runsauden ja ionisaation tutkimisen. M. g.:n tila ja havaita siinä useiden raskaiden alkuaineiden puute. NV (1238 ja 1242) ja OVI (1032 ja 1038) ionien absorptioviivat paljastivat kuuman kaasun käytävät. He tutkivat galaksien ja muiden galaksien HI-alueiden laajamittaista ja hienoa rakennetta, tähtienvälisten pilvien tiheyttä ja lämpötilaa, niiden rakennetta, liikettä ja pyörimistä galaksien keskusten ympärillä.H2-jakauman tutkiminen on vaikeampaa. Tätä varten he käyttävät useimmiten epäsuora menetelmä: tutkia CO-molekyylin avaruudellista jakautumista, jonka pitoisuus on verrannollinen H2-molekyylien pitoisuuteen (H2-molekyylit ovat noin 10 5 kertaa suurempia kuin CO). CO-molekyylin, jonka koko on = 2,6 mm, radiosäteily ei käytännössä imeydy tähtienväliseen pölyyn ja mahdollistaa CO- ja H 2 -molekyylien jakautumisen sekä tähtitieteellisen kaupungin kylmimmän ja tiheimmän osan olosuhteiden tutkimisen. - molekyylipilvissä ja kaasu-pölykomplekseissa. H2-molekyylejä havaitaan suoraan vain absorptiovyöhykkeillä, jotka sijaitsevat spektrin kaukaisella UV-alueella (1108), ja useissa. tapaukset IR-emissioviivojen mukaan (= 2 µm ja 4 µm). Kuitenkin, koska pöly absorboi valoa tähtienvälisesti, tämä menetelmä ei salli H2:n tutkimista tiheissä läpinäkymättömissä molekyylipilvissa, joissa nämä molekyylit ovat pääasiassa keskittyneet. Erillisiä, tiheimpiä molekyylikaasun kondensaatioita, jotka sijaitsevat lähellä voimakkaita virityslähteitä (esimerkiksi IR-tähtiä), havaitaan voimakkaiden kosmisten maserien muodossa (katso ).
Korkea spektri. radioalueella saavutettava resoluutio mahdollistaa esimerkiksi atomien erilaisia isotooppeja sisältävien molekyylien tutkimisen. 1 H ja 2 D (deuterium), 12 C ja 13 C, 14 N ja 15 N, 16 O, 17 O, 18 O jne., so. M. g:n isotooppinen koostumus ja sen muunnelmat. Modernin isotooppisen koostumuksen vertailu. Mg aurinkokunnan isotooppikoostumuksella, muodostunut tähtienvälisestä väliaineesta noin. vuotta sitten, mahdollistaa M. g.
Röntgeenin imeytymisen kautta. säteet tähtienvälisessä avaruudessa, voidaan arvioida atomi- ja tähtienvälisen aineen kokonaismäärä molekyylimuoto sekä pölyhiukkasten muodossa. Tulevaisuudessa eri alkuaineiden röntgenlinjojen atomien fluoresenssista (katso) on mahdollista saada melko täydellistä tietoa elementtien runsaudesta tähtienvälinen aine riippumatta siitä, missä tilassa se on. Magneettikentän kuumimmat osat (supernovajäännökset ja kuumat kaasukäytävät) säteilevät röntgensäteissä. alue, jonka avulla menetelmät voivat tutkia niiden tilajärjestelyä ja fyysistä. sv.
Tähtienvälinen väliaine säteilee myös -säteitä. Energeettisiä fotoneja (energialla 50 MeV) syntyy Mg:ssä johtuen siitä, että kun protonit törmäävät M.g.:n protonien kanssa, muodostuu -, jotka hajoavat 2 -fotoneiksi. 50 %:n osuus antaa relativistisille elektroneille kosmisia. säteet törmäyksissä atomien ytimien kanssa M. Lisäksi avaruuden hiukkasten vuorovaikutuksen aikana. matalaenergiset säteet atomiytimillä M.g ja pölyviivat näkyvät välillä 1-6 MeV. Vahva viiva, jonka fotonienergia on 0,511 MeV, voi muodostua avaruuden vuorovaikutuksesta syntyvien positronien tuhoutuessa. säteet M. g.
Kaasun tila välittömästi aurinkokunnan läheisyys määritetään parametrien perusteella, jotka määritetään suhteessa tähtienväliseen väliaineeseen.
Pulsarien radiosäteilyn tuikehavainnot tähtienvälisen plasman pienissä epähomogeenisuuksissa osoittautuivat toiseksi hienovaraiseksi menetelmäksi magmatiikan tutkimiseen (katso ). Sen avulla oli mahdollista todeta, että elektronien pitoisuus että M. g. vaihtelee heikosti. Keskiarvo näkölinjaa pitkin (tässä - elektronipitoisuuden poikkeama keskiarvosta näkölinjaa pitkin). Epähomogeenisuuksien koot voivat olla erilaisia, mutta pulsareita tarkasteltaessa tärkein. vaikutus tuike tulee epähomogeenisuudesta ~ 10 10 -10 13 cm kooltaan, ilmeisesti synnyttämä .
4. Prosessit, jotka muodostavat tähtienvälisen kaasun tilan
M. g.:n lämpö- ja ionisaatiotilat.M.:n harvalukuisuus johtaa siihen, että se on läpinäkyvä useimmille säteilytyypeille. Siksi sen olosuhteet ovat hyvin kaukana. Kuitenkin energian jakautuminen Mg:n hiukkasten välillä useimmissa tapauksissa (poikkeuksena pääarr.
St.:n tasapainon määrittäminen MG:ssä (ionisaatioaste, säteilyn intensiteetti jne.), ionien, atomien ja molekyylien viritysprosessien tasapaino (törmäykset, säteilyn absorptio jne.) ja poistoprosessit k.-l:ssä tapahtuvan virityksen (rekombinaatiot, fotoniemission) varattu tilavuus rajallisella aikavälillä.
HII Mg:n vyöhykkeitä lämmittää niiden sisällä olevien tähtien UV-säteily (vetyatomit absorboivat aktiivisesti säteilyä). HI-alueita ja molekyylipilviä lämmittää läpäisevä säteily: kosmiset hiukkaset. matalaenergiasäteet (~ 1-10 MeV/nukleoni), sekä UV- ja pehmeät röntgensäteet. säteilyä. Energisempien fotonien ja hiukkasten rooli on pieni, koska niitä on vähemmän, ja ne ovat vuorovaikutuksessa M. g. heikompien kanssa (katso). Paikoin esim. muutkin lämmitysmekanismit ovat välttämättömiä. pilvitörmäysten tai supernovaräjähdysten aiheuttamat shokkiaallot.
Magneettikentän jäähtyminen tapahtuu sisään tulevan säteilyn seurauksena spektriviivoja useammin IR:ssä ja optisessa. spektrin alueilla, harvemmin UV- ja röntgensäteissä. kaistoilla tai radiokaistalla (katso). Säteilyllä jatkuvassa spektrissä on yleensä toissijainen rooli. Kokonaisuutena jäähdytysmekanismi lähes kaikilla molekyylialueiden alueilla on samanlainen kuin HII-vyöhykkeiden jäähdytys, mutta IR-alueen säteilyllä on lisääntynyt rooli HI-alueiden jäähdytyksessä ja radioalueen säteilyllä on lisääntynyt rooli. jäähdytyksessä kylmillä molekyylialueilla.
Mg ionisoituu samantyyppisillä säteilyillä kuin sitä kuumennetaan. Ionisaatio tasapaino saavutetaan, kun ionisaationopeus ja ch:n nopeus ovat samat. arr. säteilyä rekombinaatio. Joissain tapauksissa esim. OH-ionille HI-alueilla, tietty rooli varauksenvaihtoreaktiot (latausreaktiot) leikkivät vedyllä ja harvemmin heliumilla.
M. g.:n rakenteen muodostuminen.
Toinen, vieläkin vahvempi S-galaksien magneettikentän rakenteeseen vaikuttava tekijä on yavl. spiraaliset shokkiaallot. Ne syntyvät jo spiraalivarsiin kerääntyneen magnetismin törmäyksessä kaasun kanssa, joka ympyräliikkeen aikana galaksin keskustan ympäri saa kiinni spiraalivarret ja saapuu niihin yliääninopeudella (spiraalivarret pyörivät ympäri galaksin keskusta samaan suuntaan kuin kaasu ja tähdet, mutta hitaammin). Iskuaaltorintamalla sisään tuleva kaasu hidastuu ja tiivistyy. Lisääntyneen paineen vuoksi lähes kaikki kaasu on tiheässä faasissa. Näin muodostuu kaasu-pölykompleksit, jotka havaitaan sisältä. spiraalin oksien sivut.
Kaasu-pölykompleksit voivat syntyä paitsi spiraalisten shokkiaaltojen vaikutuksesta, myös ns. galaksien kaasulevy. Epävakauden kehittymisen seurauksena muodostuu kompakteja (10-30 kpl) kaasu-pölypaakkuja, joista muodostuu muodostumiskeskuksia. tähtijoukkoja. S-galakseissa Rayleigh-Taylor-epävakaus on luultavasti pienempi rooli kuin spiraalishokkiaallot, mutta Ir-galakseissa niin näyttää olevan. pää syy kompleksien muodostumiseen M. g.
Havainnot osoittavat, että tähtienväliset pilvet ovat säännöllisen liikkeen lisäksi kaoottisia. nopeus vrt. arvo n. 10 km/s. Keskimäärin 30-100 miljoonan vuoden kuluttua pilvi törmää toiseen pilveen, mikä johtaa näiden satunnaisten liikkeiden hajoamiseen (vähentämiseen), pilvien osittaiseen sulautumiseen ja niiden massojen teholakispektrin (~ ) muodostumiseen. Kaoottinen liikkeitä ylläpitävät supernovaräjähdykset: M. G.:n räjähdyksen aikana irtautuneen tähden kuori hidastuu M. G.:ssä ja siirtää osan vauhdistaan pilviin.
Alueelta M. g., jota pitkin välähdyksen aiheuttama shokkiaalto kulki, lähes kaikki kaasu pyyhkäistään pois. Tuloksena oleva harvinaisen kaasun alue (luola, joka mittaa kymmeniä pc s n~ 10 -2 cm -3 ja T~ 10 6 K) voi olla olemassa ~10 7 vuotta. Jos tänä aikana toinen supernova leimahtaa lähellä, niin uusi onkalo, joka on sulkeutunut edellisen kanssa, voi muodostaa laajan käytävän kuumaa, harvinaista, erittäin ionisoitunutta kaasua. Kuuman kaasun säteily voi lämmittää jopa 300-5000 K kaasupilviä, jotka sijaitsevat useiden pc:n etäisyydellä käytävistä (tällaisten pilvien olemassaolo on mahdotonta yllä kuvatussa M. g.:n yksinkertaisessa kaksivaiheisessa mallissa ).
Supernovapurkaukset, jotka ovat "poraneet" galaksin kaasumaisen kiekon läpi ja läpi, aiheuttavat kaasun ulosvirtauksen galaksin tasosta galaksin väliseen tilaan. ympäristön ja sen lämmittämisen siellä 10 7 -10 8 K:n lämpötilaan. Tämän seurauksena intergalaktisessa. raskailla alkuaineilla rikastettu kaasu pääsee väliaineeseen. On mahdollista, että näiden prosessien ansiosta galaksienvälinen Galaksiklusterissa olevan kaasun rautapitoisuus on lähes sama kuin Auringon ilmakehässä. Osa kaasusta putoaa ilmeisesti takaisin galaksiin. tasot korkeiden leveysasteiden ja nopean nopeuden vetypilvien muodossa.
5. Kaasu-pölykomplekseissa tapahtuvat prosessit
Kaasu-pölykomplekseissa oleva aine on riittävän tiheää, jotta se ei kulje suurelle pääainesyvyydelle. osa läpäisevää säteilyä. Siksi kompleksien sisällä oleva magma on kylmempää kuin tähtienvälisissä pilvissä ja esiintyy pääasiassa molekyylimuodossa. Molekyylejä muodostuu. arr. ioni-molekyylireaktioissa sekä pölyhiukkasten pinnalla (H2-molekyylit ja jotkut muut, katso). Ioni-molekyylireaktioiden esiintymiseen tarvittavaa ionisaatiota tukee tähtien UV-säteily (alueilla, joilla valon absorptio tähtienvälisellä alueella) ja ilmeisesti kosminen. matalan energian (4-12 K) säteet. Yhdessä näiden prosessien kanssa molekyylipilvien kylmissä fragmenteissa ne johtavat itsegravitoituvien tähtimassan kaasu-pölyainesten - prototähtien - muodostumiseen, joista myöhemmin muodostuu tähtiä.
Siten molekyylipilvien pitäisi nopeasti (~ 10 6 vuodessa) muuttua tähdiksi. Koska ne ovat olemassa paljon pidempään, tähtien muodostumista hidastavien tekijöiden on vaikutettava (esim. magneettinen paine, turbulenssi, muodostuneiden tähtien aiheuttama kaasun kuumennus, katso).
6. Tähtienvälisen kaasun evoluutio
Mg vaihtaa jatkuvasti ainetta tähtien kanssa. Arvioiden mukaan tällä hetkellä galaksissa kaasua siirtyy tähdiksi vuodessa. Samaan aikaan tähdet, ch. arr. päällä myöhäisiä vaiheita evoluutio, menettää substanssia (katso) ja täydentää M. g.
Osa vapautuneesta aineesta osallistui lämpöydinreaktiot tähtien syvyyksissä ja rikastettuna siellä raskailla elementeillä. Siksi Mg:n koostumus (alkuaineiden runsaus) muuttuu ajan myötä. Eri galakseissa ja kunkin galaksin eri osissa nämä prosessit kulkevat mukana erilaisia nopeuksia. Tämän seurauksena chem. ja M.:n isotooppinen koostumus, epähomogeenisuudet näkyvät ja ennen kaikkea kemikaalin gradientti. koostumus galaktisia säteitä pitkin. Lähempänä galaksien keskustaa magneettikenttä on jonkin verran rikastunut raskaalla elementillä.
Vielä ei tiedetä, milloin ja miten primäärikaasu (jonka koostumus oli 75 % H ja 25 % He massasta, katso) rikastettiin raskailla alkuaineilla: oliko se ennen galaksien muodostumista vai aivan niiden evoluution alussa. . Mutta on selvää, että galaksien historian alkuvaiheessa tämä prosessi oli paljon aktiivisempi kuin nykyään.
Galakseissa, joissa sp. MG:t asettuivat levyyn vauhdin momentin ajan ~ 109 vuoden ajan niiden muodostumisen jälkeen, myös rikastettuna raskailla alkuaineilla. Levyssä tapahtui edelleen tähtien muodostumista. S-galakseissa tähtien muodostumista kiekossa stimuloi spiraalishokkiaalto. Jokaisella spiraalishokkiaallon läpikululla kaasuelementit hidastuvat, menettävät energiaa ja jokaisella kierroksella lähestyvät galaksin keskustaa.
Spiraaliaaltoja ei muodostunut Ir-galakseissa, ja kaasu loppui hitaasti. Siksi ne ovat tällä hetkellä kaasurikkaimpia (vrt. atomivetypitoisuus on 18 % galaksin massasta). Linssimäisissä galakseissa (SO) osa kaasusta on todennäköisesti pyyhkäisty intergalaktiseen alueeseen. tilaa vuorovaikutuksessa muiden galaksien kanssa, eikä jäljellä oleva kaasu riittänyt aktiiviseen tähtien muodostumiseen.
Siten galaksien evoluution prosessissa tapahtuu aineen kierto: Mg-tähdet Mg, mikä johtaa Mg:n ja tähtien raskaiden alkuaineiden pitoisuuden asteittaiseen kasvuun ja Mg-määrän vähenemiseen kussakin galaksissa. . Erityyppisissä galakseissa magman ehtyminen etenee merkittävästi eri tahtiin. On mahdollista, että tähtien muodostus ja kaasun rikastuminen raskailla alkuaineilla eteni galaksissa epämonotonisesti, ts. useita Kerran galaksin historiassa tähtien muodostuminen saattoi viivästyä miljardeja vuosia. Tämän periaatteessa pitäisi vaikuttaa elementtien runsaudessa erilaisia tyyppejä tähtiväestö.
tähtienvälinen väliaine- tämä on aine ja kentät, jotka täyttävät tähtienvälisen tilan galaksin sisällä. Suurin osa tähtienvälisestä aineesta putoaa harvinaisen tähtienvälisen kaasun ja pölyn päälle. Koko tähtienvälinen väliaine on läpäissyt magneettikentät, kosmiset säteet, sähkömagneettinen säteily.
Tähtienvälisen väliaineen pääkomponentti on tähtienvälinen kaasu, joka koostuu vedystä (70 massa-%) ja heliumista (28 %). Loput tähtienvälisestä kaasumassasta koostuu raskaammista kemiallisista alkuaineista (O, C, N, Ne, S, Ar, Fe jne.). Tähtienvälisen aineen massan galaksissamme (pois lukien korona) arvioidaan olevan 2 % kokonaispaino koko galaksi. Lämpötilaolosuhteista ja tiheydestä riippuen tähtienvälistä kaasua havaitaan kolmessa tilassa: ionisoitunut, atomi ja molekyyli.
Ilmakehän ulkopuoliset havainnot ultraviolettialueella paljastivat erittäin kuuman kaasun (vedyn), jonka lämpötila oli 10 6 K, joka täyttää suurin osa galaksin tilavuus. Tällaista matalatiheyksistä kuumaa kaasua tuottavat supernovaräjähdykset ja kuumien jättiläisten aineen menetys kuumien tähtituulten muodossa. Tällaisen kaasun tiheys on 1,6 · 10 -3 hiukkasta per 1 cm 3 .
Tärkeimmät tiedot tähtienvälisestä kaasusta saatiin radioastronomisilla menetelmillä sen jälkeen, kun neutraalin atomin vedyn radioemissio aallonpituudella 21 cm löydettiin vuonna 1951. Suurin osa tähtienvälisestä kaasusta on keskittynyt galaksin spiraalihaaroihin. Niissä kaasu on jakautunut epätasaisesti: se kerätään repaleisiin muodostelmiin, joiden koko on kymmeniä ja satoja parsekkeja. Noin puolet tähtienvälisen kaasun massasta sisältyy jättiläiseen molekyylipilviä co keskipaino 105 aurinkomassaa ja noin 40 kpl halkaisijaltaan.
tähtienvälinen pöly - Nämä ovat pieniä hiukkasia epäsäännöllinen muoto, jonka koko on 0,01-1 mikroni. Ne koostuvat tulenkestävästä ytimestä ja haihtuvien yhdisteiden kuoresta. Pölyllä on merkittävä rooli ja se osallistuu aktiivisesti maailmankaikkeudessa tapahtuviin prosesseihin.
Tähtienvälisessä avaruudessa olevan harvinaisen kaasun ja pölyn lisäksi suuri määrä alkuainehiukkasia ja ytimiä erilaisia atomeja(elektroneja, heliumytimiä ja paljon muuta raskaita elementtejä). Näiden hiukkasten virtoja kutsutaan kosmiset säteet. 1 m 2:n alueelle putoaa keskimäärin noin 10 tuhatta erilaista hiukkasta sekunnissa.
Kaikki kosmisia säteitä muodostavat hiukkaset eivät tule meille maailmankaikkeuden syvyyksistä. Monilla heistä on aurinko alkuperää- ne syntyvät auringonpurkausten aikana. Pääasialliset kosmisten säteiden lähteet galaksissa ovat supernovajäännökset ja pulsarit.
Havainnot osoittavat, että radiosäteily tulee meille myös tähtienvälisen avaruuden alueilta, joissa ei ole supernovajäänteitä. Siksi magneettikenttä on olemassa myös tähtienvälisessä avaruudessa.
