gas antarbintang
gas antarbintang adalah media gas yang dijernihkan yang mengisi semua ruang di antara bintang-bintang. Gas antarbintang transparan. Massa total gas antarbintang di Galaksi melebihi 10 miliar massa matahari, atau beberapa persen dari total massa semua bintang di Galaksi kita. Konsentrasi rata-rata atom dalam gas antarbintang kurang dari 1 atom per cm³. Massa utamanya terdapat di dekat bidang Galaksi dalam suatu lapisan setebal beberapa ratus parsec. Massa jenis rata-rata gas adalah sekitar 10 21 kg/m³. Komposisi kimia hampir sama dengan kebanyakan bintang: ia terdiri dari hidrogen dan helium (masing-masing 90% dan 10% menurut jumlah atom) dengan sedikit campuran unsur-unsur yang lebih berat. Tergantung pada suhu dan kepadatan, gas antarbintang berada dalam keadaan molekuler, atomik, atau terionisasi. Awan molekuler dingin, gas antar awan yang dijernihkan, awan hidrogen terionisasi dengan suhu sekitar 10 ribu K. (Nebula Orion), dan area luas dari gas langka dan sangat panas dengan suhu sekitar satu juta K diamati. sinar cahaya tampak, diserap gas dan memberikan energi mereka. Karena itu, bintang-bintang panas dengan radiasi ultravioletnya memanaskan gas di sekitarnya hingga suhu sekitar 10.000 K. Gas yang dipanaskan itu sendiri mulai memancarkan cahaya, dan kita mengamatinya sebagai nebula gas yang terang. Gas yang lebih dingin dan "tidak terlihat" diamati dengan metode astronomi radio. Atom hidrogen dalam medium yang dijernihkan memancarkan gelombang radio pada panjang gelombang sekitar 21 cm.Oleh karena itu, aliran gelombang radio merambat terus menerus dari daerah gas antarbintang. Dengan menerima dan menganalisis radiasi ini, para ilmuwan belajar tentang kepadatan, suhu, dan pergerakan gas antarbintang di luar angkasa.
| medium antarbintang | ||
|---|---|---|
| Komponen | gas antarbintang Debu antarbintang Awan antarbintang Sinar kosmik Medan magnet |  |
| nebula | Nebula difus (terang) Nebula gelap Nebula emisi Nebula refleksi Sisa supernova Nebula planet Nebula protoplanet | |
| Daerah pembentukan bintang | Awan molekuler Globule Region H II | |
| Formasi melingkar | Disk akresi Cakram protoplanet Aliran jet kutub Objek Herbig-Haro | |
| Radiasi | Angin bintang CMB | |
Yayasan Wikimedia. 2010 .
Lihat apa "Gas antarbintang" di kamus lain:
Utama komponen dari medium antarbintang, yang terdiri dari kira-kira. 99% dari beratnya. M.g. mengisi hampir seluruh volume galaksi. Naib, mempelajari M.g. di Galaksi. M. dicirikan oleh berbagai macam struktur yang timbul di dalamnya, fisik. kondisi dan mengalir ... ... Ensiklopedia Fisik
Salah satu komponen utama medium antarbintang (Lihat medium antarbintang). Terutama terdiri dari hidrogen dan helium; massa total unsur lain kurang dari 3% ...
Materi yang mengisi ruang antar bintang di dalam galaksi. Materi di ruang antar galaksi disebut. intergalaksi medium (lihat Gugus galaksi. Gas antargalaksi). Gas dalam cangkang di sekitar bintang (circumstellar shells) sering ... ... Ensiklopedia Fisik
Debu antarbintang adalah partikel mikroskopis padat yang, bersama dengan gas antarbintang, mengisi ruang antarbintang. Saat ini diyakini bahwa partikel debu memiliki inti tahan api yang dikelilingi oleh bahan organik atau cangkang es. ... ... Wikipedia
Peta awan antarbintang lokal Medium antarbintang (ISM) adalah zat dan bidang yang mengisi ruang antarbintang di dalam galaksi ... Wikipedia
Materi langka, gas antarbintang, dan partikel debu kecil yang mengisi ruang antara bintang-bintang di Galaksi kita dan galaksi lainnya. Dalam struktur M. halaman. termasuk, di samping itu, sinar kosmik, medan magnet antarbintang (Lihat Antarbintang ... ... Ensiklopedia Besar Soviet
Peta awan antarbintang lokal Medium antarbintang (ISM) adalah materi dan bidang yang mengisi ruang antarbintang di dalam galaksi. Komposisi: gas antarbintang, debu (1% dari massa gas), medan magnet antarbintang, sinar kosmik, dan juga ... ... Wikipedia
Lebih dari 200 bintang baru terbentuk di dalam awan yang dikenal sebagai NGC 604 di Galaksi Triangulum. Bintang menyinari gas dengan energi tinggi ... Wikipedia
Peta gas antarbintang di Galaksi kita Gas antarbintang adalah medium gas yang dijernihkan yang mengisi semua ruang di antara bintang-bintang. Gas antarbintang transparan. Massa total gas antarbintang di Galaksi melebihi 10 miliar massa matahari atau ... ... Wikipedia
Angin bintang adalah proses keluarnya materi dari bintang ke ruang antarbintang. Daftar Isi 1 Definisi 2 Sumber energi ... Wikipedia
Bahkan dari atas gambaran orang dapat melihat betapa kompleksnya struktur medium antarbintang. Mari kita daftar komponen yang harus terdiri.
Daerah kompak dengan Te Karakteristik ini dimiliki oleh awan, yang dipelajari oleh jalur radio molekulernya. Mereka dicirikan jangkauan luas kepadatan, banyak dari mereka yang terkait dengan daerah pembentukan bintang baru-baru ini. Di meja. 17.2, dipinjam dari tinjauan, menunjukkan nilai-nilai kepadatan, ukuran, derajat ionisasi, dan karakteristik dispersi kecepatan akar-rata-rata-kuadrat dari wilayah ini.
Hidrogen netral difusi. Sebagian besar dari apa yang ditunjukkan pada Gambar. 17.1 Hidrogen netral bersifat difus, yaitu tidak memasuki awan. Jelas bahwa kerapatan bervariasi dari satu titik ke titik lainnya, tetapi rata-rata suatu nilai dapat digunakan dengan tingkat akurasi yang masuk akal.Beberapa gas ini mungkin panas, tetapi, tentu saja, tidak terionisasi.
gas terionisasi. Daerah, yang merupakan salah satu objek astronomi paling menarik di Galaksi, berhubungan langsung dengan bintang muda, terang, panas dari kelas spektral, dan tentu saja tidak khas dari medium antarbintang. Banyak metode yang dijelaskan di atas digunakan untuk studi komprehensif benda-benda ini. Sebagai contoh, pada gambar. 17.3 menunjukkan hasil pengamatan sumber dalam rentang yang berbeda. Secara umum, itu adalah sumber bremsstrahlung termal difus. Pada resolusi yang lebih tinggi, area yang terisolasi terlihat, beberapa di antaranya memiliki struktur cangkang, yang berarti bahwa mereka muncul sebagai akibat dari wabah baru-baru ini.
(klik untuk melihat pemindaian)
(lihat pemindaian)
pembentukan bintang. Bahkan lebih kompak adalah area yang terkait dengan yang kuat sumber inframerah. Akhirnya, dimensi terkecil memiliki sumber radiasi maser pada molekul dan Parameter fisik yang sesuai ditunjukkan pada Gambar. 17.3.
Ada juga komponen terionisasi dari gas antarbintang yang menyebar. Kepadatannya paling baik ditentukan dari ukuran dispersi pulsar. Nilai-nilai yang ditemukan dengan cara ini memiliki sebaran yang besar, yang tidak mengherankan, karena kondisi fisik dalam medium antarbintang sangat bervariasi. Nilai rata-rata yang masuk akal untuk kerapatan gas antarbintang adalah
Fasa panas Te Pengamatan unsur-unsur yang sangat terionisasi, misalnya, menunjukkan bahwa fasa yang jauh lebih panas pasti ada dalam gas antarbintang. Patut dicatat bahwa suhunya tidak berbeda jauh dengan suhu sisa-sisa supernova lama. Seperti yang dapat ditunjukkan, sebagian besar gas antarbintang terus-menerus dipanaskan oleh gelombang kejut yang muncul di perbatasan sisa-sisa supernova lama. Ini memberikan penjelasan yang agak menarik untuk fase panas.
Jelas bahwa struktur medium antarbintang sangat kompleks. Namun, ada gunanya memiliki model sederhana untuk perhitungan. Daerah terkonsentrasi di dekat bidang Galaksi. Setengah ketebalan lapisan hidrogen netral (yaitu, jarak antara setengah tingkat kepadatan) kira-kira Di sisi lain, dilihat dari ukuran rotasi, bremsstrahlung pada frekuensi rendah, dan ukuran dispersi pulsar, setengah- ketebalan lapisan jauh lebih besar, tentang akurasi nilai-nilai ini rendah, tetapi mereka memberikan representasi yang benar dalam urutan besarnya distribusi berbagai komponen piringan gas galaksi. Nilai-nilai ini mengacu pada sekitar Matahari. Lebih dekat ke pusat Galaksi, situasinya berubah secara signifikan, dan dalam radius dari pusat, sebagian besar hidrogen berada dalam keadaan molekuler.
Akhirnya, kami bahkan tidak mencoba memahami mekanisme pemanasan dan ionisasi gas antarbintang. Banyak dari mereka yang rinci. Diantaranya: pemanasan dan ionisasi oleh sinar kosmik, yaitu kehilangan ionisasi, yang dibahas secara rinci dalam Bab. 2; pemanasan selama tabrakan awan; pemanasan dengan sinar ultraviolet keras dan sinar-x lunak; pemanasan selama ledakan supernova. Berdasarkan atas variasi yang bagus struktur di medium antarbintang, akan mengejutkan jika untuk masing-masing mekanisme yang terdaftar tidak akan ada titik di Galaksi di mana ia berada.
Mekanisme pemanasan supernova memberikan penjelasan yang menarik untuk keberadaan fase yang sangat panas c. Makalah asli oleh Cox dan Smith menyarankan bahwa pemanasan lebih lanjut dapat berasal dari tumbukan sisa-sisa supernova tua. Menurut penulis ini, persimpangan cangkang tua dan pemanasannya selama tabrakan mengarah pada pembentukan jaringan gas panas yang menembus cakram galaksi.
Kirim karya bagus Anda di basis pengetahuan sederhana. Gunakan formulir di bawah ini
Mahasiswa, mahasiswa pascasarjana, ilmuwan muda yang menggunakan basis pengetahuan dalam studi dan pekerjaan mereka akan sangat berterima kasih kepada Anda.
Diposting pada http://www.allbest.ru/
LYCEUM INSTITUSI PENDIDIKAN UMUM ANGGARAN KOTA 11 KOTA CHELYABINSK
abstrak
ntapi topiknya:
"Kompleks gas dan debu. medium antarbintang»
Dilakukan:
murid kelas 11
Kiseleva Polina Olegovna
Diperiksa:
Lykasova Alevtina Pavlovna
Chelyabinsk 2015
HAIKEPALA
pengantar
1. Sejarah penelitian ISM
2. Komponen utama ISM
2.1 Gas antarbintang
2.2 Debu antarbintang
2.3 Awan antarbintang
2.4 Sinar kosmik
2.5 Medan magnet antarbintang
3. Fitur fisik ISM
4. Nebula
4.1 Nebula difus (terang)
4.2 Nebula Gelap
5. Radiasi
6. Evolusi medium antarbintang
Kesimpulan
Daftar sumber
PENGANTAR
Alam semesta, pada intinya, hampir ruang kosong. Baru-baru ini, secara komparatif, dimungkinkan untuk membuktikan bahwa bintang tidak ada dalam kekosongan mutlak dan bahwa luar angkasa tidak sepenuhnya transparan. Bintang hanya menempati sebagian kecil dari alam semesta yang luas. Materi dan medan yang mengisi ruang antarbintang di dalam galaksi disebut medium antarbintang (ISM). Sifat medium antarbintang telah menarik perhatian para astronom dan ilmuwan selama berabad-abad. Istilah "media antarbintang" pertama kali digunakan oleh F. Bacon pada tahun 1626.
1. SEJARAH PENELITIANMZS
Kembali di pertengahan abad ke-19. astronom Rusia V. Berjuang sedang mencoba metode ilmiah untuk menemukan bukti tak terbantahkan bahwa ruang tidak kosong, dan cahaya dari bintang-bintang jauh diserap di dalamnya, tetapi tidak berhasil. gas awan menengah antarbintang
Kemudian astrofisikawan Jerman F. Hartman melakukan studi tentang spektrum Delta Orion dan mempelajari gerakan orbit para sahabat sistem Delta Orion dan cahaya yang datang dari bintang tersebut. Menyadari bahwa sebagian cahaya diserap dalam perjalanannya ke Bumi, Hartmann menulis bahwa "garis penyerapan kalsium sangat lemah", dan juga bahwa "ternyata agak mengejutkan bahwa garis kalsium pada panjang gelombang 393,4 nanometer melakukannya. tidak bergerak dalam divergensi periodik dari spektrum garis, yang hadir dalam spektroskopi bintang ganda Oh". Sifat stasioner dari garis-garis ini memungkinkan Hartmann untuk menyarankan bahwa gas yang bertanggung jawab untuk penyerapan tidak ada di atmosfer Delta Orion, tetapi, sebaliknya, terletak di luar bintang dan terletak di antara bintang dan pengamat. Studi ini merupakan awal dari studi tentang medium antarbintang.
Studi intensif tentang materi antarbintang telah memungkinkan W. Pickering pada tahun 1912 untuk menyatakan bahwa "media penyerap antarbintang, yang, seperti yang ditunjukkan Kapten, menyerap hanya pada beberapa panjang gelombang, dapat menunjukkan adanya molekul gas dan gas yang dikeluarkan oleh Matahari dan bintang-bintang.
Pada tahun yang sama 1912 PADA.hess menemukan sinar kosmik, partikel bermuatan energik yang membombardir Bumi dari luar angkasa. Hal ini memungkinkan beberapa peneliti untuk menyatakan bahwa mereka juga mengisi medium antarbintang.
Setelah penelitian Hartmann, pada tahun 1919, Eger saat mempelajari garis serapan pada panjang gelombang 589,0 dan 589,6 nanometer dalam sistem Delta Orion dan Beta Scorpio, ia menemukan natrium dalam medium antarbintang.
Kehadiran medium penyerap yang dijernihkan secara meyakinkan ditunjukkan kurang dari seratus tahun yang lalu, pada paruh pertama abad ke-20, dengan membandingkan sifat-sifat yang diamati dari gugus bintang yang jauh pada jarak yang berbeda dari kita. Itu dilakukan secara independen oleh seorang astronom Amerika Robert Trumpler(1896-1956) dan astronom Soviet BAVorontsov-Velyaminov(1904-1994). Sebaliknya, ini adalah bagaimana salah satu komponen media antarbintang ditemukan - debu halus, yang menyebabkan media antarbintang tidak sepenuhnya transparan, terutama ke arah yang dekat dengan arah. Bima Sakti. Kehadiran debu berarti bahwa baik kecerahan yang tampak maupun warna yang diamati dari bintang-bintang jauh terdistorsi, dan untuk mengenalinya nilai-nilai sejati, kita membutuhkan akuntansi penyerapan yang agak rumit. Debu, dengan demikian, dianggap oleh para astronom sebagai penghalang yang tidak menguntungkan, mengganggu studi objek yang jauh. Tetapi pada saat yang sama, minat muncul dalam studi debu sebagai media fisik - para ilmuwan mulai mencari tahu bagaimana butiran debu muncul dan runtuh, bagaimana debu bereaksi terhadap radiasi, dan apa peran debu dalam pembentukan bintang.
Dengan perkembangan astronomi radio pada paruh kedua abad ke-20. menjadi mungkin untuk mempelajari medium antarbintang dengan emisi radionya. Sebagai hasil dari pencarian yang disengaja, radiasi atom hidrogen netral ditemukan di ruang antarbintang pada frekuensi 1420 MHz (yang sesuai dengan panjang gelombang 21 cm). Radiasi pada frekuensi ini (atau, seperti yang mereka katakan, di jalur radio) diprediksi oleh astronom Belanda Hendrik van de Hulst pada tahun 1944 atas dasar mekanika kuantum, dan ditemukan pada tahun 1951 setelah perhitungan intensitas yang diharapkan oleh astrofisikawan Soviet I.S. Shklovsky. Shklovsky juga menunjukkan kemungkinan mengamati radiasi berbagai molekul dalam jangkauan radio, yang memang kemudian ditemukan. Massa gas antarbintang, terdiri dari atom netral dan gas molekuler yang sangat dingin, ternyata sekitar seratus kali lebih besar dari massa debu yang dijernihkan. Tetapi gas tersebut benar-benar transparan terhadap cahaya tampak, sehingga tidak dapat dideteksi dengan metode yang sama seperti saat debu ditemukan.
Dengan munculnya teleskop sinar-X yang dipasang di observatorium luar angkasa, satu lagi, komponen terpanas dari medium antarbintang, ditemukan - gas yang sangat langka dengan suhu jutaan dan puluhan juta derajat. Mustahil untuk "melihat" gas ini baik dengan pengamatan optik atau dengan pengamatan di jalur radio - mediumnya terlalu dijernihkan dan sepenuhnya terionisasi, tetapi, bagaimanapun, ia mengisi sebagian besar volume seluruh Galaksi kita.
Perkembangan pesat astrofisika, yang mempelajari interaksi materi dan radiasi di luar angkasa, serta munculnya kemungkinan pengamatan baru, memungkinkan untuk mempelajari secara rinci. proses fisik di lingkungan antarbintang. Utuh arah ilmiah - dinamika gas luar angkasa dan elektrodinamika ruang yang mempelajari sifat-sifat media ruang angkasa yang dijernihkan. Para astronom telah belajar untuk menentukan jarak ke awan gas, untuk mengukur suhu, kepadatan dan tekanan gas, komposisi kimianya, untuk memperkirakan kecepatan pergerakan materi. Pada paruh kedua abad ke-20 mengungkapkan gambaran kompleks dari distribusi spasial medium antarbintang dan interaksinya dengan bintang. Ternyata kemungkinan kelahiran bintang tergantung pada kepadatan dan jumlah gas dan debu antarbintang, dan bintang-bintang (pertama-tama, yang paling masif di antara mereka), pada gilirannya, mengubah sifat-sifat media antarbintang di sekitarnya - mereka memanaskannya, mendukung pergerakan gas yang konstan, mengisi kembali medium dengan zatnya mengubah komposisi kimianya.
2. KOMPONEN UTAMA MLT
Media antarbintang meliputi gas antarbintang, debu (1% dari massa gas), medan magnet antarbintang, awan antarbintang, sinar kosmik, dan materi gelap. Komposisi kimia medium antarbintang adalah produk nukleosintesis primer dan fusi nuklir di bintang.
2 .1 Gas antarbintang
Gas antarbintang adalah media gas yang dijernihkan yang mengisi semua ruang di antara bintang-bintang. Gas antarbintang transparan. Massa total gas antarbintang di Galaksi melebihi 10 miliar massa matahari, atau beberapa persen dari total massa semua bintang di Galaksi kita. Konsentrasi rata-rata atom gas antarbintang kurang dari 1 atom per cm3. Massa jenis rata-rata gas adalah sekitar 10–21 kg/m3. Komposisi kimianya hampir sama dengan kebanyakan bintang: terdiri dari hidrogen dan helium dengan sedikit campuran unsur-unsur yang lebih berat. Tergantung pada suhu dan kepadatan, gas antarbintang berada dalam keadaan molekuler, atomik, atau terionisasi. Sinar ultraviolet, tidak seperti sinar cahaya tampak, diserap oleh gas dan memberinya energi. Karena itu, bintang-bintang panas dengan radiasi ultravioletnya memanaskan gas di sekitarnya hingga suhu sekitar 10.000 K. Gas yang dipanaskan itu sendiri mulai memancarkan cahaya, dan kita mengamatinya sebagai nebula gas yang terang. Gas yang lebih dingin dan "tidak terlihat" diamati dengan metode astronomi radio. Atom hidrogen dalam medium yang dijernihkan memancarkan gelombang radio pada panjang gelombang sekitar 21 cm.Oleh karena itu, aliran gelombang radio merambat terus menerus dari daerah gas antarbintang. Dengan menerima dan menganalisis radiasi ini, para ilmuwan belajar tentang kepadatan, suhu, dan pergerakan gas antarbintang di luar angkasa.
2 .2 Debu antarbintang
Debu antarbintang adalah partikel mikroskopis padat yang, bersama dengan gas antarbintang, mengisi ruang antarbintang. Saat ini diyakini bahwa partikel debu memiliki inti tahan api yang dikelilingi oleh bahan organik atau cangkang es. Komposisi kimia nukleus ditentukan oleh atmosfer tempat bintang-bintang itu memadat. Misalnya, dalam kasus bintang karbon, mereka akan terdiri dari grafit dan silikon karbida.
Ukuran partikel khas debu antarbintang adalah dari 0,01 hingga 0,2 mikron, massa total debu sekitar 1% dari total massa gas. Cahaya bintang memanaskan debu antarbintang hingga beberapa puluh K, karena debu antarbintang merupakan sumber radiasi inframerah gelombang panjang.
Debu juga mempengaruhi proses kimia yang terjadi di medium antarbintang: butiran debu mengandung unsur-unsur berat yang digunakan sebagai katalis dalam berbagai proses kimia. Butiran debu juga terlibat dalam pembentukan molekul hidrogen, yang meningkatkan laju pembentukan bintang di awan yang miskin logam.
2 .3 awan antarbintang
Awan antarbintang adalah nama umum untuk akumulasi gas, plasma, dan debu di galaksi kita dan galaksi lainnya. Dengan kata lain, awan antarbintang memiliki lebih banyak kepadatan tinggi, bagaimana kepadatan rata-rata media antarbintang. Bergantung pada kerapatan, ukuran, dan suhu awan tertentu, hidrogen di dalamnya dapat bersifat netral, terionisasi (yaitu, dalam bentuk plasma) atau molekuler. Awan netral dan terionisasi kadang-kadang disebut awan difus, sedangkan awan molekuler disebut awan padat.
Analisis komposisi awan antarbintang dilakukan dengan mempelajari radiasi elektromagnetiknya menggunakan teleskop radio berukuran besar. Dengan memeriksa spektrum emisi awan antarbintang dan membandingkannya dengan spektrum unsur kimia tertentu, komposisi kimia awan dapat ditentukan.
Biasanya sekitar 70% dari massa awan antarbintang adalah hidrogen, sisanya terutama helium. Awan juga mengandung jejak elemen berat: logam seperti kalsium, netral atau dalam bentuk kation Ca+ (90%) dan Ca++ (9%), dan senyawa anorganik seperti air, karbon monoksida, hidrogen sulfida, amonia dan hidrogen sianida.
2 .4 Sinar kosmik
Sinar kosmik adalah partikel elementer dan inti atom yang bergerak dengan energi tinggi di luar angkasa. Ledakan adalah sumber utama mereka (tetapi bukan satu-satunya). supernova.
Extragalactic dan sinar galaksi biasanya disebut primer. Merupakan kebiasaan untuk menyebut aliran sekunder partikel yang lewat dan berubah di atmosfer bumi.
Sinar kosmik adalah salah satu komponen radiasi alam (background radiation) di permukaan bumi dan di atmosfer.
Spektrum kimia sinar kosmik dalam hal energi per nukleon terdiri dari lebih dari 94% proton, 4% lainnya dari inti helium (partikel alfa). Ada juga inti elemen lain, tetapi bagiannya jauh lebih kecil.
Berdasarkan jumlah partikel, sinar kosmik terdiri dari 90 persen proton, 7 persen inti helium, sekitar 1 persen unsur lebih berat, dan sekitar 1 persen elektron.
2 .5 Medan magnet antarbintang
Partikel bergerak dalam medan magnet yang lemah di ruang antarbintang, yang induksinya sekitar seratus ribu kali lebih kecil dari medan magnet Bumi. Medan magnet antarbintang, yang bekerja pada partikel bermuatan dengan gaya yang bergantung pada energinya, "membingungkan" lintasan partikel, dan mereka terus-menerus mengubah arah pergerakannya di Galaksi. Partikel bermuatan yang terbang di medan magnet antarbintang menyimpang dari lintasan lurus di bawah pengaruh gaya Lorentz. Lintasan mereka tampaknya "berputar" pada garis induksi magnetik.
3. FITUR FISIK ISM
· Kurangnya keseimbangan termodinamika lokal(LTR)- dengan keadaan sistem di mana jumlah makroskopik sistem ini (suhu, tekanan, volume, entropi) tetap tidak berubah dalam waktu di bawah kondisi isolasi dari lingkungan.
· Ketidakstabilan termal
Kondisi kesetimbangan termal tidak boleh dilakukan sama sekali. Ada medan magnet yang menahan kompresi kecuali terjadi di sepanjang garis medan. Kedua, media antarbintang bergerak konstan dan sifat lokalnya terus berubah, sumber energi baru muncul di dalamnya dan yang lama menghilang. Ketiga, selain ketidakstabilan termodinamika, ada juga ketidakstabilan gravitasi dan magnetohidrodinamik. Dan ini tanpa memperhitungkan segala jenis bencana alam dalam bentuk ledakan supernova, pengaruh pasang surut yang lewat di sekitar galaksi, atau lewatnya gas itu sendiri melalui cabang spiral Galaksi.
· Garis terlarang dan garis 21cm
Sebuah fitur khas dari media optik tipis adalah radiasi di garis terlarang. Garis terlarang disebut garis yang dilarang oleh aturan seleksi, yaitu berasal dari tingkat metastabil (keseimbangan kuasi-stabil). waktu karakteristik kehidupan elektron pada tingkat ini adalah dari s sampai beberapa hari. Pada konsentrasi partikel yang tinggi, tumbukan mereka menghilangkan eksitasi dan garis tidak diamati karena kelemahan yang ekstrim. Pada dan kepadatan rendah, intensitas garis tidak bergantung pada probabilitas transisi, karena probabilitas rendah dikompensasi oleh sejumlah besar atom dalam keadaan metastabil. Jika tidak ada LTE, maka populasi tingkat energi harus dihitung dari keseimbangan proses dasar eksitasi dan deaktivasi.
Garis terlarang paling penting dari ISM adalah tautan radio atom hidrogen 21 cm. Garis ini muncul selama transisi antara sublevel struktur hyperfine dari level hidrogen, terkait dengan adanya spin pada elektron dan proton. Probabilitas transisi ini (yaitu, 1 kali dalam 11 juta tahun).
Studi garis radio 21 cm memungkinkan untuk menetapkan bahwa hidrogen netral di galaksi terutama tertutup dalam lapisan yang sangat tipis, setebal 400 pc, di dekat bidang Galaxy.
· Kebekuan medan magnet.
Pembekuan medan magnet berarti pelestarian fluks magnet melalui sirkuit konduksi tertutup ketika berubah bentuk. Dalam kondisi laboratorium, fluks magnet dapat dianggap kekal dalam media dengan konduktivitas listrik yang tinggi. Dalam batas konduktivitas listrik yang tak terbatas, medan listrik yang sangat kecil akan menyebabkan arus meningkat ke nilai yang tak terbatas. Oleh karena itu, konduktor yang ideal tidak boleh melintasi medan magnet garis kekuatan, dan dengan demikian membangkitkan medan listrik, tetapi sebaliknya, itu harus menyeret sepanjang garis medan magnet, medan magnet ternyata, seolah-olah, membeku ke dalam konduktor.
Plasma ruang nyata jauh dari ideal, dan pembekuan harus dipahami dalam arti bahwa itu membutuhkan sangat waktu besar untuk mengubah aliran melalui loop. Dalam praktiknya, ini berarti bahwa kita dapat menganggap bidang itu konstan saat awan berkontraksi, berputar, dll.
4. nebula
nebula- bagian dari medium antarbintang, yang dibedakan berdasarkan radiasinya atau penyerapan radiasinya pada latar belakang umum langit. Nebula terdiri dari debu, gas, dan plasma.
Fitur utama yang digunakan dalam klasifikasi nebula adalah penyerapan, atau emisi atau hamburan cahaya oleh mereka, yaitu, menurut kriteria ini, nebula dibagi menjadi gelap dan terang.
Pembagian nebula menjadi gas dan berdebu sebagian besar sewenang-wenang: semua nebula mengandung debu dan gas. Pembagian ini secara historis cara yang berbeda pengamatan dan mekanisme emisi: keberadaan debu paling jelas diamati ketika nebula gelap menyerap radiasi dari sumber yang terletak di belakangnya dan ketika refleksi atau hamburan, atau emisi ulang, terkandung dalam debu radiasi dari bintang yang terletak di dekatnya atau di nebula itu sendiri; Radiasi intrinsik dari komponen gas nebula diamati ketika terionisasi oleh radiasi ultraviolet dari bintang panas yang terletak di nebula (daerah emisi H II hidrogen terionisasi di sekitar asosiasi bintang atau nebula planet) atau ketika media antarbintang dipanaskan gelombang kejut karena ledakan supernova atau dampak angin bintang yang kuat dari bintang Wolf-Rayet.
4 .1 Difus(lampu)nebula
Nebula difus (cahaya) -- Dalam astronomi, istilah umum yang digunakan untuk merujuk pada nebula pemancar cahaya. Tiga jenis nebula difus adalah nebula refleksi, nebula emisi (yang merupakan varietas daerah protoplanet, planetary, dan H II), dan sisa supernova.
· refleksi nebula
Nebula refleksi adalah awan gas dan debu yang diterangi oleh bintang. Jika bintang berada di dalam atau di dekat awan antarbintang, tetapi tidak cukup panas (panas) untuk mengionisasi sejumlah besar hidrogen antarbintang di sekitarnya, maka sumber utamanya radiasi optik Nebula adalah cahaya bintang yang tersebar oleh debu antarbintang.
Spektrum nebula pantulan sama dengan spektrum bintang yang menyinarinya. Di antara partikel mikroskopis yang bertanggung jawab atas hamburan cahaya adalah partikel karbon (kadang-kadang disebut debu berlian), serta partikel besi dan nikel. Dua yang terakhir berinteraksi dengan medan magnet galaksi, dan oleh karena itu cahaya yang dipantulkan sedikit terpolarisasi.
Nebula refleksi biasanya memiliki warna biru karena hamburan warna biru lebih efektif daripada merah (ini, khususnya, menjelaskan warna biru langit).
Saat ini, sekitar 500 nebula refleksi diketahui, yang paling terkenal adalah di sekitar Pleiades (gugus bintang). merah raksasa ( tipe spektral M1) bintang Antares dikelilingi oleh nebula refleksi merah besar. Nebula refleksi juga sering ditemukan di situs pembentuk bintang.
Pada tahun 1922, Hubble menerbitkan hasil penelitian beberapa nebula terang. Dalam karya ini, Hubble menurunkan hukum luminositas untuk nebula refleksi, yang menetapkan hubungan antara ukuran sudut nebula ( R) dan besarnya tampak bintang yang bersinar ( m):
di mana adalah konstanta tergantung pada sensitivitas pengukuran.
· nebula emisi
Nebula emisi adalah awan gas terionisasi (plasma) yang memancarkan dalam rentang warna spektrum yang terlihat. Ionisasi terjadi karena foton berenergi tinggi yang dipancarkan oleh terdekat bintang panas. Ada beberapa jenis nebula emisi. Diantaranya adalah daerah H II, di mana terjadi pembentukan bintang baru, dan sumber foton pengion adalah bintang muda yang masif, serta bintang nebula planet, di mana bintang yang sekarat telah membuang lapisan atasnya, dan inti panas yang terbuka mengionisasinya.
Planetmkabut gandum hitammness -- objek astronomi, terdiri dari selubung gas terionisasi dan bintang pusat, katai putih. Nebula planet terbentuk selama pengusiran lapisan luar (kulit) raksasa merah dan supergiants dengan massa 2,5–8 massa matahari pada tahap akhir evolusinya. Nebula planet adalah fenomena yang bergerak cepat (menurut standar astronomi) yang berlangsung hanya beberapa puluh ribu tahun, sedangkan umur bintang leluhur adalah beberapa miliar tahun. Saat ini, sekitar 1500 nebula planet dikenal di galaksi kita.
Proses pembentukan nebula planet, bersama dengan ledakan supernova, memainkan peran penting dalam evolusi kimia galaksi, melemparkan materi ke ruang antarbintang yang diperkaya dengan elemen berat - produk nukleosintesis bintang (dalam astronomi, semua elemen dianggap berat, kecuali produk nukleosintesis primer dentuman Besar-- hidrogen dan helium, seperti karbon, nitrogen, oksigen, dan kalsium).
PADA tahun-tahun terakhir Dengan bantuan gambar yang diambil oleh Teleskop Luar Angkasa Hubble, dimungkinkan untuk mengetahui bahwa banyak nebula planet memiliki struktur yang sangat kompleks dan aneh. Terlepas dari kenyataan bahwa sekitar seperlima dari mereka memiliki bentuk melingkar, sebagian besar tidak memiliki jenis simetri bola. Mekanisme yang memungkinkan pembentukan berbagai bentuk seperti itu masih belum sepenuhnya dijelaskan. Dipercaya bahwa peran besar ini dapat dimainkan oleh interaksi angin bintang dan bintang biner, medan magnet, dan media antarbintang.
Nebula planet sebagian besar merupakan objek redup dan umumnya tidak terlihat dengan mata telanjang. Nebula planet pertama yang ditemukan adalah halter nebula di konstelasi Vulpecula.
Sifat yang tidak biasa dari nebula planet ditemukan pada pertengahan abad ke-19, dengan dimulainya penggunaan metode spektroskopi dalam pengamatan. William Huggins menjadi astronom pertama yang mendapatkan spektrum nebula planet - objek yang menonjol karena keunikannya. Ketika Huggins mempelajari spektrum nebula NGC 6543 (mata kucing) , M27 (Halter), M57 (nebula cincin di Lyra) dan beberapa lainnya, ternyata spektrumnya sangat berbeda dengan spektrum bintang: semua spektrum bintang yang diperoleh saat itu adalah spektrum serapan (spektrum kontinu dengan jumlah besar garis gelap), sedangkan spektrum nebula planet ternyata merupakan spektrum emisi dengan sejumlah kecil garis emisi, yang menunjukkan sifatnya, yang secara fundamental berbeda dengan sifat bintang.
Nebula planet mewakili tahap akhir evolusi bagi banyak bintang. Khas nebula planet memiliki panjang rata-rata satu tahun cahaya dan terdiri dari gas yang sangat langka dengan kerapatan sekitar 1000 partikel per cm3, yang dapat diabaikan jika dibandingkan, misalnya, dengan kerapatan atmosfer bumi, tetapi kira-kira 10-100 kali lebih besar dari kepadatan ruang antarplanet pada jarak orbit Bumi dari Matahari. Nebula planet muda memiliki kepadatan tertinggi, terkadang mencapai 106 partikel per cm. Seiring bertambahnya usia nebula, ekspansi mereka menyebabkan penurunan kepadatan. Kebanyakan nebula planet berpenampilan simetris dan hampir bulat, yang tidak mencegah mereka memiliki banyak bentuk yang sangat kompleks. Sekitar 10% dari nebula planet praktis bipolar, dan hanya sejumlah kecil yang asimetris. Bahkan nebula planet persegi panjang diketahui.
nebula protoplanet adalah objek astronomi yang tidak ada lama antara waktu bintang bermassa sedang (1-8 massa matahari) telah meninggalkan cabang raksasa asimtotik (AGB) dan fase planetary nebula (PT) berikutnya. Nebula protoplanet bersinar terutama dalam inframerah dan merupakan subtipe dari nebula refleksi.
WilayahHII adalah awan gas panas dan plasma, mencapai beberapa ratus tahun cahaya, yang merupakan area pembentukan bintang aktif. Bintang-bintang muda berwarna putih kebiruan lahir di wilayah ini, yang memancarkan sinar ultraviolet yang melimpah, sehingga mengionisasi nebula di sekitarnya.
Daerah H II dapat melahirkan ribuan bintang dalam jangka waktu hanya beberapa juta tahun. Akhirnya, ledakan supernova dan angin bintang yang kuat dari bintang paling masif di gugus bintang yang dihasilkan menyebarkan gas di kawasan itu, dan berubah menjadi kelompok mirip Pleiades.
Daerah ini mendapatkan namanya karena banyaknya atom hidrogen yang terionisasi, yang disebut oleh para astronom sebagai H II (wilayah H I adalah zona hidrogen netral, dan H 2 menunjukkan hidrogen molekuler). Mereka dapat dilihat pada jarak yang cukup jauh di seluruh alam semesta, dan studi tentang wilayah seperti itu yang terletak di galaksi lain penting untuk menentukan jarak ke galaksi lain, serta komposisi kimianya.
Contohnya adalah carina nebula, nebula Tarantula,NGC 604 , Trapesium Orion, Lingkaran Barnard.
· sisa supernova
sisa supernova(Bahasa inggris) S atasN telur R sisa, SNR ) adalah pembentukan gas dan debu, hasil dari ledakan dahsyat sebuah bintang yang terjadi puluhan atau ratusan tahun yang lalu dan transformasinya menjadi supernova. Selama ledakan, kulit supernova menyebar ke segala arah, membentuk gelombang kejut yang meluas dengan kecepatan luar biasa, yang membentuk sisa supernova. Sisanya terdiri dari materi bintang yang dikeluarkan oleh ledakan dan materi antarbintang yang diserap oleh gelombang kejut.
Mungkin sisa-sisa muda yang paling indah dan paling baik dipelajari yang dibentuk oleh supernova SN 1987 A di Awan Magellan Besar yang meletus pada tahun 1987. Sisa-sisa supernova terkenal lainnya adalah nebula kepiting , sisa ledakan yang relatif baru (1054), sisa supernova Diam (SN 1572) , dinamai Tycho Brahe, yang mengamati dan mencatat kecerahan awalnya segera setelah wabah pada tahun 1572, serta sisanya Supernova Kepler (SN 1604) dinamai Johannes Kepler.
4 .2 Nebula Gelap
Nebula gelap adalah jenis awan antarbintang yang sangat padat sehingga menyerap cahaya tampak, yang berasal dari nebula emisi atau refleksi (seperti , Nebula Kepala Kuda) atau bintang (misalnya, Nebula Karung Batubara) di belakangnya.
Cahaya diserap oleh partikel debu antarbintang yang terletak di bagian terdingin dan terpadat dari awan molekuler. Cluster dan kompleks besar nebula gelap dikaitkan dengan awan molekul raksasa (GMO). Nebula gelap yang terisolasi paling sering adalah globul Bok.
Awan seperti itu memiliki bentuk yang sangat tidak beraturan: mereka tidak memiliki batas yang jelas, terkadang mereka mengambil gambar seperti ular yang berputar-putar. Nebula gelap terbesar terlihat dengan mata telanjang, muncul sebagai bercak hitam di Bima Sakti yang terang.
Di bagian dalam nebula gelap, proses aktif sering terjadi: misalnya, kelahiran bintang atau radiasi maser.
5. RADIASI
Angin bintang- proses keluarnya materi dari bintang ke ruang antarbintang.
Substansi penyusun bintang, dalam kondisi tertentu, dapat mengatasi daya tariknya dan dikeluarkan ke ruang antarbintang. Ini terjadi jika partikel di atmosfer bintang berakselerasi hingga kecepatan melebihi detik kecepatan kosmik untuk bintang ini. Faktanya, kecepatan partikel yang membentuk angin bintang adalah ratusan kilometer per detik.
Angin bintang dapat mengandung partikel bermuatan dan netral.
Angin bintang adalah proses yang terus-menerus terjadi yang mengarah pada penurunan massa bintang. Secara kuantitatif, proses ini dapat dicirikan sebagai jumlah (massa) materi yang hilang dari bintang per satuan waktu.
Angin bintang dapat memainkan peran penting dalam evolusi bintang: karena proses ini menghasilkan penurunan massa bintang, umur bintang bergantung pada intensitasnya.
Angin bintang adalah cara mengangkut materi melalui jarak yang cukup jauh di ruang angkasa. Selain fakta bahwa itu sendiri terdiri dari materi yang mengalir dari bintang-bintang, ia dapat bertindak pada materi antarbintang di sekitarnya, mentransfer ke bagian darinya. energi kinetik. Dengan demikian, bentuk nebula emisi NGC 7635 "Bubble" terbentuk sebagai akibat dari tumbukan tersebut.
Dalam kasus arus keluar materi dari beberapa bintang yang berjarak dekat, ditambah dengan pengaruh radiasi bintang-bintang ini, kondensasi materi antarbintang dimungkinkan dengan pembentukan bintang berikutnya.
Dengan angin bintang yang aktif, jumlah materi yang dikeluarkan mungkin cukup untuk membentuk nebula planet.
6. EVOLUSI MEDIUM ANTAR BINTANG
Evolusi medium antarbintang, atau lebih tepatnya, gas antarbintang, terkait erat dengan evolusi kimia seluruh Galaksi. Tampaknya semuanya sederhana: bintang menyerap gas, dan kemudian membuangnya kembali, memperkayanya dengan produk pembakaran nuklir - unsur-unsur berat - sehingga sifat logamnya akan meningkat secara bertahap.
Teori Big Bang memprediksi bahwa hidrogen, helium, deuterium, litium, dan inti ringan lainnya terbentuk selama nukleosintesis primordial, yang masih membelah di jalur Hayashi atau tahap protobintang. Dengan kata lain, kita harus mengamati kurcaci G yang berumur panjang dengan logam nol. Tapi tak satu pun dari ini telah ditemukan di Galaxy, apalagi, kebanyakan dari mereka memiliki metallicity hampir matahari. Menurut data tidak langsung, dapat dinilai bahwa sesuatu yang serupa ada di galaksi lain. pada saat ini Pertanyaannya tetap terbuka dan menunggu keputusan.
Juga tidak ada debu dalam gas antarbintang purba. Sekarang diyakini bahwa butiran debu terbentuk di permukaan bintang dingin tua dan meninggalkannya bersama dengan materi yang keluar.
KESIMPULAN
Studi semacam itu sistem yang kompleks sebagai "bintang - medium antarbintang" ternyata menjadi masalah astrofisika yang sangat sulit, terutama mengingat massa total medium antarbintang di Galaksi dan komposisi kimianya perlahan berubah di bawah pengaruh berbagai faktor. Oleh karena itu, kita dapat mengatakan bahwa seluruh sejarah planet kita tercermin dalam medium antarbintang. sistem bintang berlangsung miliaran tahun.
DAFTAR SUMBER
1) Bahan diambil dari www.wikipedia.org
2) Bahan diambil dari situs www.krugosvet.ru
3) Bahan diambil dari www.bse.sci-lib.com
4) Bahan diambil dari situs www.dic.academic.ru
Diselenggarakan di Allbest.ru
Dokumen serupa
Nebula sebagai bagian dari media antarbintang, dibedakan oleh radiasi atau penyerapan radiasi dengan latar belakang umum langit, varietas dan bentuknya: emisi, sisa-sisa supernova. Sejarah kemunculan dan perkembangan beberapa nebula: Elang, Jam Pasir.
presentasi, ditambahkan 11/10/2012
Debu, gas, dan plasma sebagai komponen utama nebula. Klasifikasi nebula, karakteristik tipe utamanya. Fitur struktur difus, refleksi, emisi, nebula gelap dan planet. Pembentukan sisa supernova.
presentasi, ditambahkan 20/12/2015
Deskripsi fenomena nebula dan aktivitas matahari. Studi tentang sinar galaksi, matahari dan kosmik, metode pendaftarannya. Sifat-sifat medan magnet antarbintang. Fitur distribusi spasial galaksi. Gagasan tentang perluasan alam semesta.
ringkasan, ditambahkan 01/06/2012
Inti bintang adalah pusat galaksi yang kompak. Elemen dasar struktur Galaksi. Tipe cluster terbuka dan globular. Karakteristik gas antarbintang. Konsep umum cahaya nebula gas. Planet, nebula gelap.
presentasi, ditambahkan 28/09/2011
Kosmogoni sebagai ilmu yang mempelajari asal usul dan perkembangan benda langit. Inti dari hipotesis Jeans. Nebula, kelahiran Matahari. Tahapan utama dari proses transformasi partikel nebula menjadi planet: adhesi partikel; pemanasan; aktivitas vulkanik.
abstrak, ditambahkan 20/06/2011
pesawat luar angkasa penelitian sumber daya alam Bumi dan pengendalian lingkungan dari seri Resurs-F. Karakteristik teknis utama pesawat ruang angkasa Resurs-F1 dan peralatan fotografi. Pesawat ruang angkasa kedokteran ruang angkasa dan biologi pesawat ruang angkasa Bion, ilmu material Foton.
abstrak, ditambahkan 08/06/2010
Evolusi bintang - perubahan bintang selama hidupnya. Fusi termonuklir dan kelahiran bintang; nebula planet, protobintang. Ciri-ciri bintang muda, kedewasaannya, tahun-tahun kemudian, kematian. bintang neutron(pulsar), katai putih, lubang hitam.
presentasi, ditambahkan 05/10/2012
Tahapan pembentukan tata surya. Komposisi medium piringan protoplanet Matahari, studi evolusinya menggunakan model dinamis gas dua dimensi numerik, yang sesuai dengan gerakan sumbu simetris medium gas dalam medan gravitasi.
makalah, ditambahkan 29/05/2012
Ciri-ciri bintang. Bintang di luar angkasa. Bintang adalah bola plasma. Dinamika proses bintang. Tata surya. media antarbintang. Konsep evolusi bintang. Proses pembentukan bintang. Bintangi sebagai sistem pengaturan mandiri yang dinamis.
abstrak, ditambahkan 17/10/2008
Planet kedelapan dari Matahari. Beberapa parameter planet Neptunus. Komposisi kimia, kondisi fisik, struktur, atmosfer. Suhu luas permukaan. Satelit Neptunus, ukurannya, karakteristiknya, sejarah penemuannya. Cincin Neptunus, medan magnet.
Komponen kira-kira. 99% dari massa dan kira-kira. 2% dari massa Galaksi. Mg sangat merata bercampur dengan debu antarbintang, yang sering membuat struktur debu-gas dapat diamati dengan penyerapan atau hamburan cahayanya (lihat ). Kisaran perubahan utama. Parameter yang menggambarkan M.g. sangat luas. Suhu M. g. berfluktuasi dari 4-6 K hingga 10 6 K (dalam suhu ionik antarbintang M. g. terkadang melebihi 109 K), konsentrasinya bervariasi dari 10 -3 -10 -4 hingga 10 8 -10 12 partikel dalam 1 cm3. Radiasi Mg dicirikan oleh jangkauan yang luas, dari gelombang radio yang panjang hingga radiasi gamma yang keras.
Ada area di mana M.g. sebagian besar dalam keadaan molekuler (awan molekuler) - ini adalah bagian terpadat dan terdingin dari M.g.; ada daerah di mana M. g. terdiri dari Ch. arr. dari atom hidrogen netral (daerah HI), ini kurang padat dan, rata-rata, daerah yang lebih hangat; ada daerah hidrogen terionisasi (zona HII), to-rymi yavl. nebula emisi terang di sekitar bintang panas, dan area gas panas yang dijernihkan (gas koronal). Mg, seperti zat bintang, terdiri dari Ch. arr. dari hidrogen dan helium dengan sedikit tambahan kimia lainnya. elemen (lihat). Rata-rata, dalam M., atom hidrogen membentuk kira-kira. 90% dari jumlah semua atom (70% massa). Atom helium menyumbang sekitar. 10% dari jumlah atom (sekitar 28% berat). Sisa 2% dari massa semuanya adalah kimia berikutnya. elemen (yang disebut elemen berat). Dari jumlah tersebut, O, C, N, Ne, S, Ar, dan Fe adalah yang paling melimpah. Semua dari mereka bersama-sama berjumlah kira-kira. 1/1000 dari jumlah atom M.g. Namun, peran mereka dalam proses yang terjadi di M.g. sangat besar. Dibandingkan dengan komposisi Matahari, defisit sejumlah elemen berat diamati pada Mg, terutama Al, Ca, Ti, Fe, Ni, yang puluhan dan ratusan kali lebih sedikit daripada di Matahari. Di berbagai bagian M. city of the Galaxy, besarnya defisit tidak sama. Terjadinya defisit berkaitan dengan apa yang dimaksud. beberapa elemen ini termasuk dalam komposisi butiran debu dan hampir tidak ada dalam fase gas.Di luar galaksi disk M. g. sangat sedikit. Utamanya bagian dari halo Galaksi, gas tersebut tampaknya panas (~ 10 o K) dan sangat jarang (pada ketinggian 5 kpc di atas bidang simetri piringan). Yang paling terlihat adalah formasi gas terpadat dari halo - . Ternyata tidak sejumlah besar gas tersedia di beberapa, yang paling padat,. Selain itu, di galaksi tinggi. lintang menemukan hidrogen.
3. Metode untuk mengamati gas antarbintang
Penghalusan M. yang kuat dan kisaran suhu yang luas, di mana ia dapat ditemukan, menentukan berbagai metode untuk studinya.
Yang paling mudah diakses untuk observasi adalah nebula cahaya gas dan gas-debu. Dengan optik dan masuk derajat yang lebih rendah Spektrum emisi infra merah dari nebula emisi berhasil menetapkan kerapatan, suhu, komposisi, dan keadaan ionisasi materi di zona H II. Informasi yang kaya tentang magnetisme di nebula emisi diperoleh dari hidrogen, helium, dan elemen lainnya, serta dari emisi radio terus menerus.
Keadaan magnet di luar nebula dipelajari menggunakan data optik antarbintang. dan garis serapan UV dalam spektrum bintang. Berdasarkan mereka, dimungkinkan untuk menetapkan bahwa medan magnet terdiri dari awan yang terpisah, dan materi di dalamnya sebagian besar dalam keadaan atom netral. Menurut garis penyerapan di optik. jangkauan ditemukan (1938) yang pertama. Garis absorpsi sebagian besar atom, ion, dan molekul terletak pada daerah spektrum UV (Gbr. 3). Pengamatan mereka yang dilakukan pada satelit memungkinkan untuk mempelajari kelimpahan unsur dan ionisasi. keadaan M. g. dan untuk mendeteksi di dalamnya kekurangan sejumlah elemen berat. Garis absorpsi ion NV (1238 dan 1242 ) dan OVI (1032 dan 1038 ) mengungkapkan koridor gas panas. Mereka mempelajari skala besar dan struktur halus wilayah HI di Galaksi dan galaksi lain, kepadatan dan suhu awan antarbintang, strukturnya, pergerakannya, dan rotasinya di sekitar pusat galaksi.Lebih sulit untuk mempelajari distribusi H2. Untuk ini, mereka paling sering menggunakan metode tidak langsung: selidiki distribusi spasial molekul CO, yang konsentrasinya sebanding dengan konsentrasi molekul H 2 (molekul H 2 kira-kira 105 kali lebih besar dari CO). Emisi radio molekul CO dengan = 2,6 mm praktis tidak diserap oleh debu antarbintang dan memungkinkan untuk mempelajari distribusi molekul CO dan H 2, serta untuk mempelajari kondisi di bagian terdingin dan terpadat di kota astronomi. - di awan molekuler dan kompleks gas-debu. Molekul H2 diamati secara langsung hanya pada pita serapan yang terletak di daerah spektrum UV jauh (1108), dan di beberapa. kasus dengan garis emisi IR (= 2 m dan 4 m). Namun, karena penyerapan cahaya antarbintang oleh debu, metode ini tidak memungkinkan seseorang untuk mempelajari H2 di awan molekul padat buram, di mana molekul-molekul ini sebagian besar terkonsentrasi. Kondensasi gas molekuler terpisah dan terpadat yang terletak di dekat sumber eksitasi kuat (misalnya, bintang IR) diamati dalam bentuk maser kosmik yang kuat (lihat ).
Spektrum tinggi. resolusi yang dicapai dalam jangkauan radio memungkinkan untuk mempelajari molekul yang mengandung berbagai isotop atom, misalnya. 1 H dan 2 D (deuterium), 12 C dan 13 C, 14 N dan 15 N, 16 O, 17 O, 18 O, dst. komposisi isotop M.g. dan variasinya. Perbandingan komposisi isotop modern. Mg dengan komposisi isotop tata surya, terbentuk dari medium antarbintang sekitar. tahun lalu, memungkinkan untuk menilai perubahan komposisi isotop yang terkait dengan evolusi M. g.
Dengan penyerapan roentgen. sinar di ruang antarbintang, seseorang dapat menilai jumlah total materi antarbintang yang terletak di atom dan bentuk molekul, serta dalam bentuk partikel debu. Di masa depan, dari fluoresensi atom dalam garis sinar-X berbagai elemen (lihat), akan mungkin untuk memperoleh informasi yang cukup lengkap tentang kelimpahan elemen di materi antarbintang tidak peduli apa keadaannya. Bagian terpanas dari medan magnet (sisa-sisa supernova dan koridor gas panas) terpancar dalam sinar-x. jangkauan, yang memungkinkan metode untuk mempelajari penataan ruang dan fisiknya. sv.
Media antarbintang juga memancarkan sinar -. Energi -foton (dengan energi 50 MeV) muncul di M. g. karena fakta bahwa ketika proton bertabrakan dengan proton M. g., - terbentuk, yang meluruh menjadi 2 -foton. Kontribusi 50% memberikan elektron relativistik kosmik. sinar dalam tumbukan dengan inti atom M. Selain itu, selama interaksi partikel ruang. sinar berenergi rendah dengan inti atom M. g. dan garis debu muncul dalam kisaran 1-6 MeV. Garis kuat, dengan energi foton 0,511 MeV, dapat terbentuk selama pemusnahan positron yang timbul dari interaksi ruang. sinar dengan M. g.
Keadaan gas dalam sekejap sekitar tata surya ditentukan oleh parameter , ditentukan relatif terhadap media antarbintang.
Pengamatan kilau emisi radio pulsar pada ketidakhomogenan kecil plasma antarbintang ternyata merupakan metode halus lain untuk mempelajari magmatik (lihat ). Dengan bantuannya, dimungkinkan untuk menetapkan bahwa konsentrasi elektron itu di M. g. berfluktuasi lemah. Nilai rata-rata di sepanjang garis pandang (di sini - penyimpangan konsentrasi elektron dari nilai rata-rata di sepanjang garis pandang). Ukuran ketidakhomogenan bisa berbeda, tetapi ketika mengamati pulsar, yang utama. kontribusi untuk kilau berasal dari ketidakhomogenan ~ 10 10 -10 13 cm, tampaknya dihasilkan oleh .
4. Proses yang membentuk keadaan gas antarbintang
Keadaan termal dan ionisasi M. g.Jarangnya M. mengarah pada fakta bahwa itu transparan untuk sebagian besar jenis radiasi. Oleh karena itu, kondisi di dalamnya sangat jauh. Namun, distribusi energi antara partikel M.g. dalam banyak kasus (dengan pengecualian arr.
Untuk menentukan kesetimbangan St. dalam MG (derajat ionisasi, intensitas radiasi, dll), keseimbangan proses eksitasi ion, atom, dan molekul (tabrakan, penyerapan radiasi, dll.) dan proses pelepasan eksitasi (rekombinasi, emisi foton) yang terjadi di k.-l. volume yang dialokasikan dalam interval waktu yang terbatas.
Zona HII Mg dipanaskan oleh radiasi UV dari bintang-bintang yang terletak di dalamnya (atom hidrogen secara aktif menyerap radiasi dari ). Daerah HI dan awan molekuler dipanaskan oleh penetrasi radiasi: partikel kosmik. sinar energi rendah (~ 1-10 MeV/nukleon), serta sinar UV dan sinar-x lunak. radiasi. Peran foton dan partikel yang lebih energik kecil, karena ada lebih sedikit dari mereka, dan mereka berinteraksi dengan M. g. lebih lemah (lihat). Di beberapa tempat M. g., mekanisme pemanasan lain juga penting, misalnya. gelombang kejut yang dihasilkan oleh tabrakan awan atau ledakan supernova.
Pendinginan medan magnet terjadi karena radiasi di garis spektral lebih sering di IR dan optik. daerah spektrum, lebih jarang pada sinar UV dan sinar-X. band atau di band radio (lihat). Radiasi dalam spektrum kontinu memainkan, sebagai suatu peraturan, peran sekunder. Secara keseluruhan, mekanisme pendinginan di hampir semua wilayah wilayah molekuler mirip dengan pendinginan zona HII, tetapi radiasi dalam rentang IR memainkan peran yang meningkat dalam pendinginan di wilayah HI, dan radiasi dalam rentang radio memainkan peran yang meningkat. dalam pendinginan di daerah molekul dingin.
Mg terionisasi oleh jenis radiasi yang sama seperti yang dipanaskan. Ionisasi kesetimbangan tercapai bila laju ionisasi dan laju ch sama. arr. radiasi rekombinasi. Dalam beberapa kasus, misalnya. untuk ion OH- di daerah HI, peran tertentu reaksi pertukaran muatan (reaksi isi ulang) bermain dengan hidrogen dan lebih jarang dengan helium.
Pembentukan struktur M. g.
Faktor lain yang bahkan lebih kuat yang mempengaruhi struktur medan magnet di galaksi-S adalah yavl. gelombang kejut spiral. Mereka muncul dari tumbukan magnet, yang sudah terakumulasi di lengan spiral, dengan gas, yang, selama gerakan melingkar di sekitar pusat galaksi, mengejar lengan spiral dan memasukinya dengan kecepatan supersonik (lengan spiral berputar di sekitar pusat galaksi). pusat Galaksi dalam arah yang sama dengan gas dan bintang, tetapi pada kecepatan yang lebih lambat). Di bagian depan gelombang kejut, gas yang masuk diperlambat dan dipadatkan. Karena peningkatan tekanan, hampir semua gas berada dalam fase padat. Ini adalah bagaimana kompleks gas-debu terbentuk, diamati di bagian dalam. sisi cabang spiral.
Kompleks gas-debu dapat muncul tidak hanya di bawah aksi gelombang kejut spiral, tetapi juga karena apa yang disebut. piringan gas galaksi. Sebagai hasil dari perkembangan ketidakstabilan, gumpalan debu gas padat (10-30 pc) muncul, yang kemudian menjadi pusat pembentukan gugusan bintang. Di galaksi S, ketidakstabilan Rayleigh-Taylor mungkin memainkan peran yang lebih kecil daripada gelombang kejut spiral, tetapi di galaksi Ir tampaknya demikian. utama alasan pembentukan kompleks M. g.
Pengamatan menunjukkan bahwa awan antarbintang, selain pergerakan teratur di sekitar pusat Galaksi, juga kacau. kecepatan dari lih. nilai kira-kira. 10 km/s. Rata-rata, setelah 30-100 juta tahun, awan bertabrakan dengan awan lain, yang menyebabkan disipasi (pengurangan) gerakan acak ini, penggabungan sebagian awan dan pembentukan spektrum hukum-kekuatan (~ ) dari massanya. Kacau gerakan dipertahankan oleh ledakan supernova: cangkang bintang yang terlempar selama ledakan M. G. diperlambat di M. G. dan mentransfer sebagian momentumnya ke awan.
Dari daerah M.g., di mana gelombang kejut yang disebabkan oleh kilat lewat, hampir semua gas tersapu. Wilayah yang dihasilkan dari gas yang dimurnikan (sebuah gua berukuran puluhan pc s n~ 10 -2 cm -3 dan T~ 10 6 K) mungkin ada selama ~ 10 7 tahun. Jika selama waktu ini supernova lain berkobar di dekatnya, maka rongga baru, setelah ditutup dengan yang sebelumnya, dapat membentuk koridor luas gas panas, langka, dan sangat terionisasi. Radiasi gas panas dapat memanaskan hingga 300-5000 K awan gas yang terletak pada jarak banyak pc dari koridor (adanya awan dengan suhu seperti itu tidak mungkin dalam model dua fase sederhana M. g. yang dijelaskan di atas ).
Ledakan supernova yang telah "mengebor" cakram gas galaksi melalui dan melalui menyebabkan keluarnya gas dari bidang galaksi ke ruang intergalaksi. lingkungan dan memanaskannya di sana hingga 10 7 -10 8 K. Akibatnya, di intergalaksi. gas yang diperkaya dengan unsur-unsur berat memasuki medium. Ada kemungkinan bahwa berkat proses-proses inilah intergalaksi Gas dalam gugus galaksi memiliki kandungan besi yang hampir sama dengan atmosfer Matahari. Bagian dari gas, tampaknya, jatuh kembali ke galaksi. pesawat dalam bentuk awan hidrogen lintang tinggi dan kecepatan tinggi.
5. Proses yang terjadi di kompleks gas-debu
Substansi dalam kompleks gas-debu cukup padat untuk tidak lolos ke kedalaman utama. bagian dari radiasi penetrasi. Oleh karena itu, magma dalam kompleks lebih dingin daripada di awan antarbintang dan ada terutama dalam bentuk molekul. Molekul terbentuk. arr. dalam reaksi ion-molekul, serta pada permukaan partikel debu (molekul H 2 dan beberapa lainnya, lihat). Ionisasi yang diperlukan untuk terjadinya reaksi ion-molekul didukung oleh radiasi UV bintang (di daerah di mana penyerapan cahaya antarbintang) dan, tampaknya, kosmik. balok energi rendah (4-12 K) tandan. Bersama-sama dengan proses-proses ini dalam fragmen-fragmen awan molekuler yang dingin, mereka mengarah pada munculnya gumpalan-gumpalan materi gas-debu massa bintang - protobintang, dari mana bintang-bintang kemudian terbentuk.
Dengan demikian, awan molekuler akan dengan cepat (dalam ~ 106 tahun) berubah menjadi bintang. Karena mereka ada lebih lama, faktor-faktor yang memperlambat pembentukan bintang harus bertindak (misalnya, tekanan magnetik, turbulensi, pemanasan gas oleh bintang-bintang yang terbentuk, lihat).
6. Evolusi gas antarbintang
Mg terus-menerus bertukar materi dengan bintang-bintang. Menurut perkiraan, saat ini, di Galaksi, gas masuk ke bintang dalam jumlah per tahun. Pada saat yang sama, bintang-bintang, ch. arr. di tahap akhir evolusi, kehilangan substansi (lihat) dan mengisi kembali M. g.
Bagian dari zat yang dipancarkan berpartisipasi dalam reaksi termonuklir di kedalaman bintang dan diperkaya di sana dengan unsur-unsur berat. Oleh karena itu, seiring waktu, komposisi (kelimpahan unsur) dalam Mg berubah. Di galaksi yang berbeda dan di bagian yang berbeda dari setiap galaksi, proses ini berjalan dengan berbagai kecepatan. Akibatnya, dalam kimia. dan komposisi isotop M., ketidakhomogenan muncul, dan di atas semua gradien kimia. komposisi sepanjang jari-jari galaksi. Lebih dekat ke pusat galaksi, medan magnet agak lebih diperkaya dengan unsur-unsur berat.
Masih belum diketahui kapan dan bagaimana gas primer (yang memiliki komposisi 75% H dan 25% He berdasarkan massa, lihat) diperkaya dengan unsur-unsur berat: apakah itu sebelum pembentukan galaksi atau pada awal evolusinya . Tetapi jelas bahwa pada tahap awal sejarah galaksi, proses ini jauh lebih aktif daripada saat ini.
Di galaksi dengan sp besar. momen momentum selama ~ 109 tahun setelah pembentukannya, M.g. menetap di piringan, juga diperkaya dengan unsur-unsur berat. Pembentukan bintang lebih lanjut terjadi di piringan. Di galaksi S, pembentukan bintang di piringan dirangsang oleh gelombang kejut spiral. Dengan setiap perjalanan melalui gelombang kejut spiral, unsur-unsur gas melambat, kehilangan energi, dan dengan setiap revolusi mendekati pusat galaksi.
Gelombang spiral tidak terbentuk di galaksi Ir, dan gas habis secara perlahan. Oleh karena itu, saat ini mereka adalah yang paling kaya akan gas (lih. kandungan atom hidrogen adalah 18% dari massa galaksi). Dalam galaksi lenticular (SO), bagian dari gas mungkin tersapu ke intergalaksi. ruang selama interaksi mereka dengan galaksi lain, dan gas yang tersisa tidak cukup untuk pembentukan bintang aktif.
Jadi, dalam proses evolusi galaksi, siklus materi terjadi: Mg bintang Mg, yang mengarah ke peningkatan bertahap dalam kandungan unsur-unsur berat di Mg dan bintang-bintang dan penurunan jumlah Mg di masing-masing galaksi . Dalam berbagai jenis galaksi, penipisan magma berlangsung pada tingkat yang berbeda secara signifikan. Ada kemungkinan bahwa proses pembentukan bintang dan pengayaan gas dengan unsur-unsur berat berlangsung tidak monoton di Galaksi, yaitu. beberapa Sekali dalam sejarah Galaxy, pembentukan bintang bisa tertunda miliaran tahun. Ini, pada prinsipnya, harus memiliki efek pada kelimpahan elemen di berbagai jenis populasi bintang.
medium antarbintang- ini adalah zat dan medan yang mengisi ruang antarbintang di dalam Galaksi. Sebagian besar materi antarbintang jatuh pada gas dan debu antarbintang yang langka. Seluruh media antarbintang diserap Medan magnet, sinar kosmik, radiasi elektromagnetik.
Komponen utama dari medium antarbintang adalah gas antarbintang, yang terdiri dari hidrogen (70% massa) dan helium (28%). Sisa massa gas antarbintang terdiri dari unsur-unsur kimia yang lebih berat (O, C, N, Ne, S, Ar, Fe, dll.). Massa materi antarbintang di Galaksi kita (tidak termasuk korona) diperkirakan 2% dari berat keseluruhan seluruh galaksi. Tergantung pada kondisi suhu dan kepadatan, gas antarbintang diamati dalam tiga keadaan: terionisasi, atom dan molekul.
Pengamatan ekstra-atmosfer dalam kisaran ultraviolet mengungkapkan gas yang sangat panas (hidrogen) dengan suhu 106 K, yang mengisi paling volume galaksi. Gas panas berdensitas rendah tersebut dihasilkan oleh ledakan supernova dan hilangnya materi oleh raksasa panas dalam bentuk angin bintang yang panas. Massa jenis gas tersebut adalah 1,6 · 10 -3 partikel per 1 cm 3 .
Data utama tentang gas antarbintang diperoleh dengan metode radio astronomi setelah emisi radio atom hidrogen netral pada panjang gelombang 21 cm ditemukan pada tahun 1951. Bagian utama dari gas antarbintang terkonsentrasi di lengan spiral Galaksi. Di dalamnya, gas tidak terdistribusi secara merata: ia dikumpulkan dalam formasi kasar berukuran puluhan dan ratusan parsec. Sekitar setengah dari massa gas antarbintang terkandung dalam raksasa awan molekul bersama Rata-rata berat badan 105 massa matahari dan diameter sekitar 40 pc.
debu antarbintang - ini kecil partikel bentuknya tidak beraturan dengan ukuran 0,01 sampai 1 mikron. Mereka terdiri dari inti tahan api dan cangkang senyawa volatil. Debu memainkan peran penting dan berpartisipasi aktif dalam proses yang terjadi di Alam Semesta.
Selain gas dan debu yang dimurnikan di ruang antarbintang, sejumlah besar partikel dasar dan inti berbagai atom(elektron, inti helium, dan lainnya elemen berat). Aliran partikel ini disebut sinar kosmik. Pada area seluas 1m 2, rata-rata, sekitar 10 ribu partikel berbeda jatuh setiap detik.
Tidak semua partikel yang membentuk sinar kosmik datang kepada kita dari kedalaman alam semesta. Banyak dari mereka memiliki asal matahari- mereka lahir selama semburan matahari. Sumber utama sinar kosmik di galaksi adalah sisa-sisa supernova dan pulsar.
Pengamatan menunjukkan bahwa emisi radio juga datang kepada kita dari wilayah ruang antarbintang di mana tidak ada sisa-sisa supernova. Oleh karena itu, medan magnet juga ada di ruang antarbintang.
