ვარსკვლავთშორისი გაზი
ვარსკვლავთშორისი გაზიარის იშვიათი აირისებრი გარემო, რომელიც ავსებს მთელ სივრცეს ვარსკვლავებს შორის. ვარსკვლავთშორისი გაზი გამჭვირვალეა. გალაქტიკაში ვარსკვლავთშორისი გაზის მთლიანი მასა აღემატება 10 მილიარდ მზის მასას, ანუ ჩვენი გალაქტიკის ყველა ვარსკვლავის მთლიანი მასის რამდენიმე პროცენტს. ვარსკვლავთშორის აირში ატომების საშუალო კონცენტრაცია 1 ატომზე ნაკლებია სმ³-ზე. მისი ძირითადი მასა რამდენიმე ასეული პარსეკის სისქის ფენაშია გალაქტიკის სიბრტყის მახლობლად. გაზის საშუალო სიმკვრივეა დაახლოებით 10 −21 კგ/მ³. Ქიმიური შემადგენლობადაახლოებით იგივეა, რაც ვარსკვლავების უმეტესობა: შედგება წყალბადისა და ჰელიუმისგან (ატომების რაოდენობის მიხედვით 90% და 10% შესაბამისად) უფრო მძიმე ელემენტების მცირე შერევით. ტემპერატურისა და სიმკვრივის მიხედვით, ვარსკვლავთშორისი გაზი არის მოლეკულურ, ატომურ ან იონიზებულ მდგომარეობებში. შეინიშნება ცივი მოლეკულური ღრუბლები, იშვიათი ღრუბლოვანი გაზი, იონიზებული წყალბადის ღრუბლები დაახლოებით 10 ათასი კ ტემპერატურით (ორიონის ნისლეული) და იშვიათი და ძალიან ცხელი აირის უზარმაზარი ტერიტორიები დაახლოებით მილიონი K ტემპერატურით. ულტრაიისფერი სხივები, განსხვავებით ხილული სინათლის სხივები, შთანთქავს გაზს და აძლევს მას ენერგიას. ამის გამო, ცხელი ვარსკვლავები თავიანთი ულტრაიისფერი გამოსხივებით ათბობენ მიმდებარე აირს დაახლოებით 10000 კ ტემპერატურამდე. გახურებული გაზი თავად იწყებს სინათლის გამოსხივებას და ჩვენ მას ვაკვირდებით როგორც კაშკაშა აირისებრი ნისლეული. უფრო ცივ, „უხილავ“ გაზს რადიოასტრონომიული მეთოდებით აკვირდებიან. წყალბადის ატომები იშვიათ გარემოში ასხივებენ რადიოტალღებს ტალღის სიგრძეზე დაახლოებით 21 სმ. ამიტომ, რადიოტალღების ნაკადები მუდმივად ვრცელდება ვარსკვლავთშორისი გაზის რეგიონებიდან. ამ გამოსხივების მიღებითა და ანალიზით მეცნიერები სწავლობენ ვარსკვლავთშორისი გაზის სიმკვრივეს, ტემპერატურასა და მოძრაობას კოსმოსში.
| ვარსკვლავთშორისი საშუალო | ||
|---|---|---|
| კომპონენტები | ვარსკვლავთშორისი გაზივარსკვლავთშორისი მტვერი ვარსკვლავთშორისი ღრუბელი კოსმოსური სხივები მაგნიტური ველი |  |
| ნისლეულები | დიფუზური (მსუბუქი) ნისლეული ბნელი ნისლეული ემისიის ნისლეული ანარეკლი ნისლეული სუპერნოვას ნარჩენი პლანეტარული ნისლეული პროტოპლანეტარული ნისლეული | |
| ვარსკვლავების წარმოქმნის რეგიონები | მოლეკულური ღრუბელი გლობულის რეგიონი H II | |
| ცირკულარული წარმონაქმნები | აკრეციული დისკი პროტოპლანეტარული დისკი პოლარული რეაქტიული ნაკადები ჰერბიგ-ჰაროს ობიექტს | |
| რადიაცია | ვარსკვლავური ქარი CMB | |
ფონდი ვიკიმედია. 2010 წელი.
ნახეთ, რა არის "ვარსკვლავთშორისი გაზი" სხვა ლექსიკონებში:
მთავარი ვარსკვლავთშორისი გარემოს კომპონენტი, რომელიც შეადგენს დაახლ. მისი წონის 99%. M.g ავსებს გალაქტიკების თითქმის მთელ მოცულობას. ნაიბი, სწავლობდა გალაქტიკაში M.g. მ.-ს ახასიათებს მასში წარმოქმნილი სტრუქტურების მრავალფეროვნება, ფიზიკური. პირობები და დინება ...... ფიზიკური ენციკლოპედია
ვარსკვლავთშორისი გარემოს ერთ-ერთი მთავარი კომპონენტი (იხ. ვარსკვლავთშორისი გარემო). შედგება ძირითადად წყალბადისა და ჰელიუმისგან; სხვა ელემენტების საერთო მასა 3%-ზე ნაკლებია ...
მატერია, რომელიც ავსებს სივრცეს ვარსკვლავებს შორის გალაქტიკებში. მატერია გალაქტიკებს შორის სივრცეში ე.წ. გალაქტიკათშორისი საშუალო (იხ. გალაქტიკათა მტევნები. გალაქტიკათშორისი გაზი). გაზი ვარსკვლავების ირგვლივ გარსებში (ვარსკვლავური გარსები) ხშირად ... ... ფიზიკური ენციკლოპედია
ვარსკვლავთშორისი მტვერი არის მყარი მიკროსკოპული ნაწილაკები, რომლებიც ვარსკვლავთშორის გაზთან ერთად ავსებენ სივრცეს ვარსკვლავებს შორის. ამჟამად ითვლება, რომ მტვრის ნაწილაკებს აქვთ ცეცხლგამძლე ბირთვი, რომელიც გარშემორტყმულია ორგანული ნივთიერებებიან ყინულის ნაჭუჭი ... ... ვიკიპედია
ლოკალური ვარსკვლავთშორისი ღრუბლის რუკა ვარსკვლავთშორისი გარემო (ISM) არის ნივთიერება და ველები, რომლებიც ავსებენ ვარსკვლავთშორის სივრცეს გალაქტიკების შიგნით... Wikipedia
იშვიათი მატერია, ვარსკვლავთშორისი გაზი და პატარა მტვრის ნაწილაკები, რომლებიც ავსებენ სივრცეს ჩვენს და სხვა გალაქტიკებში ვარსკვლავებს შორის. სტრუქტურაში M. გვერდი. მოიცავს, დამატებით, კოსმოსური სხივები, ვარსკვლავთშორისი მაგნიტური ველები (იხ. ვარსკვლავთშორისი ... ... დიდი საბჭოთა ენციკლოპედია
ლოკალური ვარსკვლავთშორისი ღრუბლის რუკა ვარსკვლავთშორისი გარემო (ISM) არის მატერია და ველები, რომლებიც ავსებენ ვარსკვლავთშორის სივრცეს გალაქტიკებში. შემადგენლობა: ვარსკვლავთშორისი გაზი, მტვერი (გაზის მასის 1%), ვარსკვლავთშორისი მაგნიტური ველები, კოსმოსური სხივები და ასევე ... ... ვიკიპედია
200-ზე მეტი ახლად წარმოქმნილი ვარსკვლავი ღრუბელში, რომელიც ცნობილია როგორც NGC 604 სამკუთხედის გალაქტიკაში. ვარსკვლავები ასხივებენ გაზს მაღალი ენერგიით... ვიკიპედია
ვარსკვლავთშორისი გაზის რუკა ჩვენს გალაქტიკაში Interstellar gas არის იშვიათი აირისებრი გარემო, რომელიც ავსებს მთელ სივრცეს ვარსკვლავებს შორის. ვარსკვლავთშორისი გაზი გამჭვირვალეა. გალაქტიკაში ვარსკვლავთშორისი გაზის მთლიანი მასა აღემატება 10 მილიარდ მზის მასას ან ... ... ვიკიპედია
ვარსკვლავური ქარი არის მატერიის ვარსკვლავებიდან ვარსკვლავთშორის სივრცეში გადინების პროცესი. სარჩევი 1 განმარტება 2 ენერგიის წყაროები ... ვიკიპედია
თუნდაც ზემოდან მიმოხილვაჩანს, რამდენად რთულია ვარსკვლავთშორისი გარემოს სტრუქტურა. მოდით ჩამოვთვალოთ ის კომპონენტები, საიდანაც ის უნდა შედგებოდეს.
კომპაქტური რეგიონები Te-ით ამ მახასიათებლებს ფლობენ ღრუბლები, რომლებსაც სწავლობენ მათი მოლეკულური რადიოხაზებით. ისინი ხასიათდებიან ფართო არჩევანისიმკვრივეები, ბევრი მათგანი ასოცირდება ბოლოდროინდელი ვარსკვლავის წარმოქმნის რეგიონებთან. მაგიდაზე. 17.2, ნასესხები მიმოხილვიდან, გვიჩვენებს ამ რეგიონებისთვის დამახასიათებელ სიმკვრივეებს, ზომებს, იონიზაციის ხარისხს და ფესვის საშუალო კვადრატული სიჩქარის დისპერსიებს.
დიფუზური ნეიტრალური წყალბადი. უმეტესობა, რაც ნაჩვენებია ნახ. 17.1 ნეიტრალური წყალბადი დიფუზურია, ანუ ღრუბლებში არ შედის. ნათელია, რომ სიმკვრივე მერყეობს წერტილიდან წერტილამდე, მაგრამ საშუალოდ შეიძლება გამოვიყენოთ მნიშვნელობა გონივრული სიზუსტით. ამ გაზების ნაწილი შეიძლება იყოს ცხელი, მაგრამ, რა თქმა უნდა, არაიონიზირებული.
იონიზებული გაზი. რეგიონები, რომლებიც გალაქტიკის ერთ-ერთი ყველაზე საინტერესო ასტრონომიული ობიექტია, პირდაპირ კავშირშია სპექტრული კლასების ახალგაზრდა, კაშკაშა, ცხელ ვარსკვლავებთან და, რა თქმა უნდა, არ არის დამახასიათებელი ვარსკვლავთშორისი გარემოსთვის. ზემოთ აღწერილი მრავალი მეთოდი გამოიყენება ყოვლისმომცველი შესწავლაეს ობიექტები. მაგალითად, ნახ. 17.3 აჩვენებს წყაროზე დაკვირვების შედეგებს სხვადასხვა დიაპაზონში. ზოგადად, ეს არის დიფუზური თერმული bremsstrahlung-ის წყარო. უფრო მაღალი გარჩევადობით, იზოლირებული უბნები ჩანს, ზოგიერთ მათგანს აქვს ჭურვის სტრუქტურა, რაც ნიშნავს, რომ ისინი წარმოიშვა ბოლოდროინდელი აფეთქების შედეგად.
(დააწკაპუნეთ სკანირების სანახავად)
(იხილეთ სკანირება)
ვარსკვლავის ფორმირება. კიდევ უფრო კომპაქტურია ის ადგილები, რომლებიც დაკავშირებულია ძლიერთან ინფრაწითელი წყაროები. ბოლოს და ბოლოს, ყველაზე პატარა ზომებიაქვს მასერის გამოსხივების წყაროები მოლეკულებზე და შესაბამისი ფიზიკური პარამეტრები ნაჩვენებია ნახ. 17.3.
ასევე არსებობს დიფუზური ვარსკვლავთშორისი გაზის იონიზებული კომპონენტი. მისი სიმკვრივე საუკეთესოდ განისაზღვრება პულსარის დისპერსიის ზომებით. ამ გზით აღმოჩენილ მნიშვნელობებს აქვთ დიდი გაფანტვა, რაც გასაკვირი არ არის, რადგან ფიზიკური პირობებივარსკვლავთშორის გარემოში ძალიან განსხვავდება. ვარსკვლავთშორისი გაზის სიმკვრივის გონივრული საშუალო მნიშვნელობა არის
ცხელი ფაზა Te ძლიერ იონიზებულ ელემენტებზე დაკვირვება, მაგალითად, აჩვენებს, რომ ვარსკვლავთშორის აირში გაცილებით ცხელი ფაზა უნდა იყოს. აღსანიშნავია, რომ მისი ტემპერატურა დიდად არ განსხვავდება ძველი სუპერნოვას ნარჩენების ტემპერატურისგან. როგორც ჩანს, ვარსკვლავთშორისი გაზის მნიშვნელოვანი ნაწილი მუდმივად თბება დარტყმითი ტალღებით, რომლებიც წარმოიქმნება ძველი სუპერნოვას ნარჩენების საზღვრებზე. ეს იძლევა საკმაოდ მიმზიდველ ახსნას ცხელ ფაზაზე.
ცხადია, რომ ვარსკვლავთშორისი გარემოს სტრუქტურა ძალიან რთულია. თუმცა, სასარგებლოა გამოთვლებისთვის მარტივი მოდელის არსებობა. რეგიონები კონცენტრირებულია გალაქტიკის სიბრტყის მახლობლად. ნეიტრალური წყალბადის ფენის ნახევრად სისქე (ანუ ნახევრად სიმკვრივის დონეებს შორის მანძილი) დაახლოებით არის. ფენის სისქე გაცილებით დიდია, დაახლოებით ამ მნიშვნელობების სიზუსტე დაბალია, მაგრამ ისინი აძლევენ გალაქტიკის აირისებრი დისკის სხვადასხვა კომპონენტების განაწილების სიდიდის სწორ წარმოდგენას. ეს მნიშვნელობები ეხება მზის სიახლოვეს. გალაქტიკის ცენტრთან უფრო ახლოს, სიტუაცია მნიშვნელოვნად იცვლება და ცენტრიდან რადიუსში წყალბადის უმეტესი ნაწილი მოლეკულურ მდგომარეობაშია.
დაბოლოს, არც კი გვიცდია ვარსკვლავთშორისი გაზის გათბობისა და იონიზაციის მექანიზმების გაგება. ბევრი მათგანი დეტალურად არის აღწერილი. მათ შორის: გათბობა და იონიზაცია კოსმოსური სხივებით, ანუ იონიზაციის დანაკარგები, რომლებიც დაწვრილებით იყო განხილული თავში. 2; გათბობა ღრუბლის შეჯახების დროს; გათბობა მყარი ულტრაიისფერი და რბილი რენტგენის სხივებით; გათბობა სუპერნოვას აფეთქების დროს. ძალით დიდი მრავალფეროვნებავარსკვლავთშორის გარემოში არსებული სტრუქტურები, გასაკვირი იქნება, თუ თითოეული ჩამოთვლილი მექანიზმისთვის გალაქტიკაში არ იქნება წერტილი, სადაც ის ჭარბობს.
ზეახალი გაცხელების მექანიზმი იძლევა მიმზიდველ ახსნას ძალიან ცხელი ფაზის არსებობისთვის c. კოქსისა და სმიტის თავდაპირველი ნაშრომი ვარაუდობდა, რომ შემდგომი გათბობა შეიძლება მოხდეს ძველი სუპერნოვას ნარჩენების შეჯახების შედეგად. ამ ავტორების აზრით, ძველი ჭურვების გადაკვეთა და შეჯახების დროს მათი გათბობა იწვევს გალაქტიკის დისკში შემავალი ცხელი აირის ქსელის ფორმირებას.
თქვენი კარგი სამუშაოს გაგზავნა ცოდნის ბაზაში მარტივია. გამოიყენეთ ქვემოთ მოცემული ფორმა
სტუდენტები, კურსდამთავრებულები, ახალგაზრდა მეცნიერები, რომლებიც იყენებენ ცოდნის ბაზას სწავლასა და მუშაობაში, ძალიან მადლობლები იქნებიან თქვენი.
გამოქვეყნდა http://www.allbest.ru/
მუნიციპალური ბიუჯეტის ზოგადსაგანმანათლებლო დაწესებულება ქალაქ ჩელიაბინსკის №11 ლიცეუმი
აბსტრაქტული
ნმაგრამ თემა:
„გაზისა და მტვრის კომპლექსები. ვარსკვლავთშორისი საშუალო»
Შესრულებული:
მე-11 კლასის მოსწავლე
კისელევა პოლინა ოლეგოვნა
შემოწმებულია:
ლიკასოვა ალევტინა პავლოვნა
ჩელიაბინსკი 2015 წელი
ოHEAD
შესავალი
1. ISM კვლევის ისტორია
2. ISM-ის ძირითადი კომპონენტები
2.1 ვარსკვლავთშორისი გაზი
2.2 ვარსკვლავთშორისი მტვერი
2.3 ვარსკვლავთშორისი ღრუბელი
2.4 კოსმოსური სხივები
2.5 ვარსკვლავთშორისი მაგნიტური ველი
3. ISM-ის ფიზიკური მახასიათებლები
4. ნისლეულები
4.1 დიფუზური (ნათელი) ნისლეული
4.2 ბნელი ნისლეული
5. რადიაცია
6. ვარსკვლავთშორისი გარემოს ევოლუცია
დასკვნა
წყაროების სია
შესავალი
სამყარო, მის ბირთვში, თითქმის ცარიელი სივრცე. მხოლოდ შედარებით ცოტა ხნის წინ გახდა შესაძლებელი იმის დამტკიცება, რომ ვარსკვლავები არ არსებობენ აბსოლუტურ სიცარიელეში და რომ გარე სივრცე არ არის სრულიად გამჭვირვალე. ვარსკვლავები უკიდეგანო სამყაროს მხოლოდ მცირე ნაწილს იკავებენ. მატერიას და ველებს, რომლებიც ავსებენ ვარსკვლავთშორის სივრცეს გალაქტიკების შიგნით, ეწოდება ვარსკვლავთშორისი გარემო (ISM). ვარსკვლავთშორისი გარემოს ბუნება საუკუნეების მანძილზე იპყრობდა ასტრონომებისა და მეცნიერების ყურადღებას. ტერმინი „ვარსკვლავთშორისი საშუალება“ პირველად გამოიყენა ფ.ბეკონმა 1626 წელს.
1. კვლევის ისტორიაMZS
ჯერ კიდევ მე-19 საუკუნის შუა ხანებში. რუსი ასტრონომი ვ.სტრუვეცდილობდა სამეცნიერო მეთოდებიიპოვონ უდავო მტკიცებულება იმისა, რომ სივრცე ცარიელი არ არის და მასში შორეული ვარსკვლავების სინათლე შეიწოვება, მაგრამ უშედეგოდ. ვარსკვლავთშორისი საშუალო ღრუბლიანი გაზი
მოგვიანებით გერმანელი ასტროფიზიკოსი ფ.ჰარტმანიჩაატარა დელტა ორიონის სპექტრის კვლევა და შეისწავლა დელტა ორიონის სისტემის კომპანიონების ორბიტალური მოძრაობა და ვარსკვლავიდან მომავალი შუქი. გააცნობიერა, რომ სინათლის ნაწილი შეიწოვება დედამიწისკენ მიმავალ გზაზე, ჰარტმანმა დაწერა, რომ "კალციუმის შთანთქმის ხაზი ძალიან სუსტია" და ასევე, რომ "გარკვეული იყო, რომ კალციუმის ხაზები ტალღის სიგრძეზე 393,4 ნანომეტრია. არ მოძრაობს ხაზების სპექტრის პერიოდულ დივერგენციაში, რომელიც წარმოდგენილია სპექტროსკოპიულში ორმაგი ვარსკვლავებიოჰ“. ამ ხაზების სტაციონარული ბუნება საშუალებას აძლევდა ჰარტმანს ეთქვა, რომ შთანთქმაზე პასუხისმგებელი გაზი არ არის დელტა ორიონის ატმოსფეროში, არამედ, პირიქით, მდებარეობს ვარსკვლავის გარეთ და მდებარეობს ვარსკვლავსა და დამკვირვებელს შორის. ეს კვლევა იყო ვარსკვლავთშორისი გარემოს შესწავლის დასაწყისი.
ვარსკვლავთშორისი მატერიის ინტენსიურმა კვლევებმა შესაძლებელი გახადა W. Pickering 1912 წელს განაცხადა, რომ „ვარსკვლავთშორისი შთამნთქმელი საშუალება, რომელიც, როგორც ნაჩვენებია კაპიტანი, შთანთქავს მხოლოდ ზოგიერთ ტალღის სიგრძეზე, შეიძლება მიუთითებდეს გაზისა და აირისებრი მოლეკულების არსებობაზე, რომლებიც გამოიდევნება მზისა და ვარსკვლავების მიერ.
იმავე 1912 წელს AT.ჰესიაღმოაჩინა კოსმოსური სხივები, ენერგიული დამუხტული ნაწილაკები, რომლებიც დედამიწას კოსმოსიდან ბომბავს. ამან ზოგიერთ მკვლევარს საშუალება მისცა განეცხადებინათ, რომ ისინი ასევე ავსებენ ვარსკვლავთშორის გარემოს.
ჰარტმანის კვლევის შემდეგ, 1919 წ. ეგერიდელტა ორიონისა და ბეტა მორიელის სისტემებში 589.0 და 589.6 ნანომეტრის ტალღის სიგრძის შთანთქმის ხაზების შესწავლისას, მან აღმოაჩინა ნატრიუმი ვარსკვლავთშორის გარემოში.
შთამნთქმელი იშვიათი გარემოს არსებობა დამაჯერებლად იყო ნაჩვენები ასზე ნაკლები წლის წინ, მე-20 საუკუნის პირველ ნახევარში, ჩვენგან სხვადასხვა მანძილზე მდებარე შორეული ვარსკვლავური გროვების დაკვირვებული თვისებების შედარებით. ეს დამოუკიდებლად გააკეთა ამერიკელმა ასტრონომმა რობერტ ტრამპლერი(1896-1956) და საბჭოთა ასტრონომი ბ.ა.ვორონცოვი-ველიამინოვი(1904-1994 წწ.). უფრო სწორად, ასე აღმოაჩინეს ვარსკვლავთშორისი გარემოს ერთ-ერთი კომპონენტი - წვრილი მტვერი, რის გამოც ვარსკვლავთშორისი გარემო არ არის ბოლომდე გამჭვირვალე, განსაკუთრებით მიმართულებასთან ახლოს. ირმის ნახტომი. მტვრის არსებობა ნიშნავს, რომ შორეული ვარსკვლავების აშკარა სიკაშკაშე და დაკვირვებული ფერი დამახინჯებული იყო და მათი ამოცნობის მიზნით. ნამდვილი ღირებულებებიჩვენ გვჭირდება საკმაოდ რთული შთანთქმის აღრიცხვა. ამრიგად, ასტრონომები მტვერს აღიქვამდნენ, როგორც სამწუხარო დაბრკოლებას, რომელიც ხელს უშლის შორეული ობიექტების შესწავლას. მაგრამ ამავე დროს, ინტერესი გაჩნდა მტვრის, როგორც ფიზიკური საშუალების შესწავლით - მეცნიერებმა დაიწყეს იმის გარკვევა, თუ როგორ წარმოიქმნება და იშლება მტვრის მარცვლები, როგორ რეაგირებს მტვერი რადიაციაზე და რა როლს ასრულებს მტვერი ვარსკვლავების ფორმირებაში.
მე-20 საუკუნის მეორე ნახევარში რადიოასტრონომიის განვითარებით. შესაძლებელი გახდა ვარსკვლავთშორისი გარემოს შესწავლა მისი რადიოემისიით. მიზანმიმართული ძიების შედეგად ვარსკვლავთშორის სივრცეში აღმოაჩინეს წყალბადის ნეიტრალური ატომების გამოსხივება 1420 მჰც სიხშირით (რაც შეესაბამება ტალღის სიგრძეს 21 სმ). რადიაცია ამ სიხშირეზე (ან, როგორც ამბობენ, რადიოხაზში) იწინასწარმეტყველა ჰოლანდიელმა ასტრონომმა. ჰენდრიკ ვან დე ჰულსტი 1944 წელს საფუძველზე კვანტური მექანიკადა იგი აღმოაჩინეს 1951 წელს საბჭოთა ასტროფიზიკოსის მიერ მისი მოსალოდნელი ინტენსივობის გამოთვლის შემდეგ. I.S. შკლოვსკი. შკლოვსკიმ ასევე მიუთითა რადიაციაზე დაკვირვების შესაძლებლობაზე სხვადასხვა მოლეკულებირადიოს დიაპაზონში, რომელიც, მართლაც, მოგვიანებით აღმოაჩინეს. ვარსკვლავთშორისი გაზის მასა, რომელიც შედგება ნეიტრალური ატომებიდა ძალიან ცივი მოლეკულური გაზი, აღმოჩნდა, რომ დაახლოებით ასჯერ აღემატება იშვიათი მტვრის მასას. მაგრამ გაზი სრულიად გამჭვირვალეა ხილული სინათლისთვის, ამიტომ მისი დადგენა შეუძლებელია იმავე მეთოდებით, რომლითაც მტვერი აღმოაჩინეს.
რენტგენის ტელესკოპების მოსვლასთან ერთად დამონტაჟებული კოსმოსური ობსერვატორიებიაღმოაჩინეს ვარსკვლავთშორისი გარემოს კიდევ ერთი, ყველაზე ცხელი კომპონენტი - ძალიან იშვიათი გაზი, რომლის ტემპერატურა მილიონობით და ათობით მილიონი გრადუსია. შეუძლებელია ამ გაზის „დანახვა“ არც ოპტიკური დაკვირვებით, არც რადიოხაზებით დაკვირვებით - საშუალება ძალიან იშვიათია და მთლიანად იონიზირებულია, მაგრამ, მიუხედავად ამისა, ის ავსებს მთელი ჩვენი გალაქტიკის მოცულობის მნიშვნელოვან ნაწილს.
ასტროფიზიკის სწრაფმა განვითარებამ, რომელიც სწავლობს მატერიისა და რადიაციის ურთიერთქმედებას გარე სივრცეში, ისევე როგორც ახალი დაკვირვების შესაძლებლობების გაჩენამ, შესაძლებელი გახადა დეტალური შესწავლა. ფიზიკური პროცესებივარსკვლავთშორის გარემოში. მთელი სამეცნიერო მიმართულებები - კოსმოსური გაზის დინამიკადა კოსმოსური ელექტროდინამიკარომლებიც სწავლობენ იშვიათი კოსმოსური მედიის თვისებებს. ასტრონომებმა ისწავლეს გაზის ღრუბლამდე მანძილის განსაზღვრა, გაზის ტემპერატურის, სიმკვრივისა და წნევის გაზომვა, მისი ქიმიური შემადგენლობა და მატერიის მოძრაობის სიჩქარის შეფასება. მე-20 საუკუნის მეორე ნახევარში გამოავლინა ვარსკვლავთშორისი გარემოს სივრცითი განაწილებისა და ვარსკვლავებთან მისი ურთიერთქმედების რთული სურათი. აღმოჩნდა, რომ ვარსკვლავების დაბადების შესაძლებლობა დამოკიდებულია ვარსკვლავთშორისი გაზისა და მტვრის სიმკვრივესა და რაოდენობაზე, ხოლო ვარსკვლავები (პირველ რიგში, მათგან ყველაზე მასიური), თავის მხრივ, ცვლის მიმდებარე ვარსკვლავთშორისი გარემოს თვისებებს - ისინი ათბობენ მას, მხარს უჭერენ გაზის მუდმივ მოძრაობას, ავსებენ გარემოს მათი ნივთიერებით, ცვლის მის ქიმიურ შემადგენლობას.
2. MLT-ის ძირითადი კომპონენტები
ვარსკვლავთშორისი გარემო მოიცავს ვარსკვლავთშორის გაზს, მტვერს (გაზის მასის 1%), ვარსკვლავთშორის მაგნიტურ ველებს, ვარსკვლავთშორის ღრუბელს, კოსმოსურ სხივებს და ბნელი მატერია. ვარსკვლავთშორისი გარემოს ქიმიური შემადგენლობა არის პირველადი ნუკლეოსინთეზისა და ვარსკვლავებში ბირთვული შერწყმის პროდუქტი.
2 .1 ვარსკვლავთშორისი გაზი
ვარსკვლავთშორისი გაზი არის იშვიათი აირისებრი საშუალება, რომელიც ავსებს მთელ სივრცეს ვარსკვლავებს შორის. ვარსკვლავთშორისი გაზი გამჭვირვალეა. გალაქტიკაში ვარსკვლავთშორისი გაზის მთლიანი მასა აღემატება 10 მილიარდ მზის მასას, ანუ ჩვენი გალაქტიკის ყველა ვარსკვლავის მთლიანი მასის რამდენიმე პროცენტს. ვარსკვლავთშორისი გაზის ატომების საშუალო კონცენტრაცია 1 ატომზე ნაკლებია სმ3-ზე. გაზის საშუალო სიმკვრივეა დაახლოებით 10–21 კგ/მ3. ქიმიური შემადგენლობა დაახლოებით იგივეა, რაც ვარსკვლავთა უმეტესობის: იგი შედგება წყალბადისა და ჰელიუმისგან, უფრო მძიმე ელემენტების მცირე შერევით. ტემპერატურისა და სიმკვრივის მიხედვით, ვარსკვლავთშორისი გაზი არის მოლეკულურ, ატომურ ან იონიზებულ მდგომარეობებში. ულტრაიისფერი სხივები, ხილული სინათლის სხივებისგან განსხვავებით, შეიწოვება აირით და აძლევს მას ენერგიას. ამის გამო, ცხელი ვარსკვლავები თავიანთი ულტრაიისფერი გამოსხივებით ათბობენ მიმდებარე აირს დაახლოებით 10000 კ ტემპერატურამდე. გახურებული გაზი თავად იწყებს სინათლის გამოსხივებას და ჩვენ მას ვაკვირდებით როგორც კაშკაშა აირისებრი ნისლეული. უფრო ცივ, „უხილავ“ გაზს რადიოასტრონომიული მეთოდებით აკვირდებიან. წყალბადის ატომები იშვიათ გარემოში ასხივებენ რადიოტალღებს ტალღის სიგრძეზე დაახლოებით 21 სმ. ამიტომ, რადიოტალღების ნაკადები მუდმივად ვრცელდება ვარსკვლავთშორისი გაზის რეგიონებიდან. ამ გამოსხივების მიღებითა და ანალიზით მეცნიერები სწავლობენ ვარსკვლავთშორისი გაზის სიმკვრივეს, ტემპერატურასა და მოძრაობას კოსმოსში.
2 .2 ვარსკვლავთშორისი მტვერი
ვარსკვლავთშორისი მტვერი არის მყარი მიკროსკოპული ნაწილაკები, რომლებიც ვარსკვლავთშორის გაზთან ერთად ავსებენ სივრცეს ვარსკვლავებს შორის. ამჟამად ითვლება, რომ მტვრის ნაწილაკებს აქვთ ცეცხლგამძლე ბირთვი, რომელიც გარშემორტყმულია ორგანული ნივთიერებებით ან ყინულის გარსით. ბირთვის ქიმიურ შემადგენლობას განსაზღვრავს ატმოსფერო, რომელშიც ისინი შედედდნენ ვარსკვლავებს. მაგალითად, ნახშირბადის ვარსკვლავების შემთხვევაში, ისინი შედგება გრაფიტისა და სილიციუმის კარბიდისგან.
ვარსკვლავთშორისი მტვრის ტიპიური ნაწილაკების ზომაა 0,01-დან 0,2 მიკრონიმდე, მტვრის მთლიანი მასა არის გაზის მთლიანი მასის დაახლოებით 1%. ვარსკვლავთა შუქი ათბობს ვარსკვლავთშორის მტვერს რამდენიმე ათეულ K-მდე, რის გამოც ვარსკვლავთშორისი მტვერი არის გრძელტალღოვანი ინფრაწითელი გამოსხივების წყარო.
მტვერი ასევე მოქმედებს ვარსკვლავთშორის გარემოში მიმდინარე ქიმიურ პროცესებზე: მტვრის გრანულები შეიცავს მძიმე ელემენტებს, რომლებიც გამოიყენება კატალიზატორად სხვადასხვა სფეროში. ქიმიური პროცესები. მტვრის გრანულები ასევე მონაწილეობენ წყალბადის მოლეკულების წარმოქმნაში, რაც ზრდის ვარსკვლავების წარმოქმნის სიჩქარეს მეტალებით ღარიბ ღრუბლებში.
2 .3 ვარსკვლავთშორისი ღრუბელი
ვარსკვლავთშორისი ღრუბელი არის ჩვენს და სხვა გალაქტიკებში გაზის, პლაზმისა და მტვრის დაგროვების ზოგადი სახელი. სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, ვარსკვლავთშორის ღრუბელს მეტი აქვს მაღალი სიმკვრივის, როგორ საშუალო სიმკვრივევარსკვლავთშორისი საშუალო. მოცემული ღრუბლის სიმკვრივის, ზომისა და ტემპერატურის მიხედვით, წყალბადი მასში შეიძლება იყოს ნეიტრალური, იონიზებული (ანუ პლაზმის სახით) ან მოლეკულური. ნეიტრალურ და იონიზებულ ღრუბლებს ზოგჯერ დიფუზურ ღრუბლებს უწოდებენ, ხოლო მოლეკულურ ღრუბლებს მკვრივ ღრუბლებს.
ვარსკვლავთშორისი ღრუბლების შემადგენლობის ანალიზი ხორციელდება მათი ელექტრომაგნიტური გამოსხივების შესწავლით დიდი რადიოტელესკოპების გამოყენებით. ვარსკვლავთშორისი ღრუბლის რადიაციული სპექტრის შესწავლით და კონკრეტული ქიმიური ელემენტების სპექტრთან შედარებით, შეიძლება დადგინდეს ღრუბლის ქიმიური შემადგენლობა.
ჩვეულებრივ, ვარსკვლავთშორისი ღრუბლის მასის დაახლოებით 70% წყალბადია, დანარჩენი ძირითადად ჰელიუმია. ღრუბლები ასევე შეიცავს მძიმე ელემენტების კვალს: ლითონებს, როგორიცაა კალციუმი, ნეიტრალური ან Ca+ (90%) და Ca++ (9%) კათიონების სახით, და არაორგანული ნაერთებიროგორიცაა წყალი, ნახშირბადის მონოქსიდი, წყალბადის სულფიდი, ამიაკი და წყალბადის ციანიდი.
2 .4 კოსმოსური სხივები
კოსმოსური სხივები არის ელემენტარული ნაწილაკები და ატომური ბირთვები, რომლებიც მოძრაობენ მაღალი ენერგიით გარე სივრცეში. აფეთქებები მათი მთავარი (მაგრამ არა ერთადერთი) წყაროა. სუპერნოვა.
ექსტრაგალაქტიკურ და გალაქტიკურ სხივებს ჩვეულებრივ პირველად უწოდებენ. ჩვეულებრივ, დედამიწის ატმოსფეროში გამავალი და გარდაქმნილი ნაწილაკების მეორადი ნაკადები დავარქვათ.
კოსმოსური სხივები დედამიწის ზედაპირზე და ატმოსფეროში ბუნებრივი გამოსხივების (ფონური გამოსხივების) კომპონენტია.
კოსმოსური სხივების ქიმიური სპექტრი თითო ნუკლეონზე ენერგიის მიხედვით შედგება პროტონების 94%-ზე მეტი, კიდევ 4%-ი ჰელიუმის ბირთვებისგან (ალფა ნაწილაკები). არსებობს სხვა ელემენტების ბირთვებიც, მაგრამ მათი წილი გაცილებით მცირეა.
ნაწილაკების რაოდენობის მიხედვით, კოსმოსური სხივები არის 90 პროცენტი პროტონები, 7 პროცენტი ჰელიუმის ბირთვები, დაახლოებით 1 პროცენტით მძიმე ელემენტები და დაახლოებით 1 პროცენტი ელექტრონები.
2 .5 ვარსკვლავთშორისი მაგნიტური ველი
ნაწილაკები ვარსკვლავთშორისი სივრცის სუსტ მაგნიტურ ველში მოძრაობენ, რომლის ინდუქციაც დაახლოებით ასი ათასჯერ ნაკლებია დედამიწის მაგნიტურ ველზე. ვარსკვლავთშორისი მაგნიტური ველი, რომელიც მოქმედებს დამუხტულ ნაწილაკებზე იმ ძალით, რომელიც დამოკიდებულია მათ ენერგიაზე, „არევს“ ნაწილაკების ტრაექტორიებს და ისინი განუწყვეტლივ ცვლიან მათი მოძრაობის მიმართულებას გალაქტიკაში. დამუხტული ნაწილაკები, რომლებიც დაფრინავენ ვარსკვლავთშორის მაგნიტურ ველში, ლორენცის ძალის გავლენით გადახრილია სწორი ტრაექტორიებიდან. მათი ტრაექტორიები თითქოს "ქარია" მაგნიტური ინდუქციის ხაზებზე.
3. ISM-ის ფიზიკური მახასიათებლები
· ადგილობრივი თერმოდინამიკური წონასწორობის ნაკლებობა(LTR)- თანსისტემის მდგომარეობა, რომელშიც ამ სისტემის მაკროსკოპული რაოდენობები (ტემპერატურა, წნევა, მოცულობა, ენტროპია) დროში უცვლელი რჩება გარემოსგან იზოლაციის პირობებში.
· თერმული არასტაბილურობა
მდგომარეობა თერმული წონასწორობაშეიძლება საერთოდ არ შესრულდეს. არსებობს მაგნიტური ველი, რომელიც ეწინააღმდეგება შეკუმშვას, თუ ის არ ხდება ველის ხაზების გასწვრივ. მეორეც, ვარსკვლავთშორისი გარემო მუდმივ მოძრაობაშია და მისი ადგილობრივი თვისებები მუდმივად იცვლება, მასში ჩნდება ენერგიის ახალი წყაროები და ქრება ძველი. მესამე, თერმოდინამიკური არასტაბილურობის გარდა, არის გრავიტაციული და მაგნიტოჰიდროდინამიკური. და ეს ხდება ყოველგვარი კატაკლიზმების გათვალისწინების გარეშე ზეახალი აფეთქებების სახით, გალაქტიკების მახლობლად გამავალი მოქცევის გავლენის ან გალაქტიკის სპირალურ ტოტებში გაზის გავლის გარეშე.
· აკრძალული ხაზები და 21 სმ ხაზი
ოპტიკურად თხელი საშუალების გამორჩეული თვისება არის გამოსხივება აკრძალული ხაზები. აკრძალულ ხაზებს უწოდებენ ხაზებს, რომლებიც აკრძალულია შერჩევის წესებით, ანუ ისინი მოდის მეტასტაბილური დონეებიდან (კვაზი-სტაბილური წონასწორობა). დამახასიათებელი დროელექტრონის სიცოცხლე ამ დონეზე არის s-დან რამდენიმე დღემდე. ნაწილაკების მაღალი კონცენტრაციის დროს მათი შეჯახება ხსნის აგზნებას და ხაზები არ შეიმჩნევა უკიდურესი სისუსტის გამო. დაბალ სიმკვრივეში, ხაზის ინტენსივობა არ არის დამოკიდებული გადასვლის ალბათობაზე, რადგან დაბალი ალბათობა კომპენსირდება მეტასტაბილურ მდგომარეობაში მყოფი ატომების დიდი რაოდენობით. თუ არ არის LTE, მაშინ მოსახლეობა ენერგიის დონეებიუნდა გამოითვალოს აგზნების და დეაქტივაციის ელემენტარული პროცესების ბალანსიდან.
ISM-ის ყველაზე მნიშვნელოვანი აკრძალული ხაზია რადიო ბმული ატომური წყალბადი 21 სმ. ეს ხაზი წარმოიქმნება წყალბადის დონის ჰიპერწვრილი სტრუქტურის ქვედონეებს შორის გადასვლისას, რაც დაკავშირებულია ელექტრონში და პროტონში სპინის არსებობასთან. ამ გადასვლის ალბათობა (ანუ 1 ჯერ 11 მილიონ წელიწადში).
21 სმ რადიო ხაზის შესწავლამ შესაძლებელი გახადა დადგინდეს, რომ გალაქტიკაში ნეიტრალური წყალბადი ძირითადად ჩასმულია ძალიან თხელ, 400 ც. სისქის ფენაში გალაქტიკის სიბრტყესთან ახლოს.
· მაგნიტური ველის გაყინვა.
მაგნიტური ველის გაყინვა ნიშნავს მაგნიტური ნაკადის შენარჩუნებას ნებისმიერი დახურული გამტარ მიკროსქემის მეშვეობით, როდესაც ის დეფორმირებულია. ლაბორატორიულ პირობებში, მაგნიტური ნაკადი შეიძლება ჩაითვალოს დაკონსერვებულად მაღალი ელექტრული გამტარობის მქონე მედიაში. უსასრულო ელექტრული გამტარობის ზღვარზე, უსასრულოდ მცირე ელექტრული ველი გამოიწვევს დენის გაზრდას უსასრულო მნიშვნელობამდე. ამიტომ, იდეალური გამტარი არ უნდა კვეთდეს მაგნიტურს ძალის ხაზები, და ამით აღაგზნებს ელექტრული ველი, მაგრამ პირიქით, მან უნდა გადაათრიოს მაგნიტური ველის ხაზები, მაგნიტური ველი აღმოჩნდება, თითქოს, გამტარში გაყინული.
რეალური კოსმოსური პლაზმა შორს არის იდეალურისგან და გაყინვა უნდა გავიგოთ იმ გაგებით, რომ ეს ძალიან მოითხოვს დიდი დრომარყუჟის მეშვეობით დინების შეცვლა. პრაქტიკაში, ეს ნიშნავს, რომ ჩვენ შეგვიძლია მივიჩნიოთ ველი მუდმივად, ხოლო ღრუბელი იკუმშება, ბრუნავს და ა.შ.
4. ნისლეულები
ნისლეული- ვარსკვლავთშორისი გარემოს მონაკვეთი, რომელიც გამოირჩევა გამოსხივებით ან რადიაციის შთანთქმით ზოგადი ფონიცა. ნისლეულები შედგება მტვრის, აირისა და პლაზმისგან.
ნისლეულების კლასიფიკაციაში გამოყენებული პირველადი მახასიათებელია მათ მიერ სინათლის შთანთქმა, ანუ გამოსხივება ან გაფანტვა, ანუ ამ კრიტერიუმის მიხედვით ნისლეულები იყოფა ბნელად და ნათელად.
ნისლეულების დაყოფა აირისებრ და მტვრიანებად ძირითადად თვითნებურია: ყველა ნისლეული შეიცავს მტვერსაც და გაზსაც. ეს დაყოფა ისტორიულად სხვადასხვა გზებიდაკვირვებები და ემისიის მექანიზმები: მტვრის არსებობა ყველაზე მკაფიოდ შეინიშნება, როდესაც ბნელი ნისლეულები შთანთქავენ რადიაციას მათ უკან მდებარე წყაროებიდან და როდესაც ნისლეულის არეკვლა ან გაფანტვა, ან ხელახალი ემისია, რომელიც შეიცავს ნისლეულში მტვრის, ახლომდებარე ან ვარსკვლავების გამოსხივებას. თავად ნისლეული; ნისლეულის აირისებური კომპონენტის შინაგანი გამოსხივება შეიმჩნევა, როდესაც ის იონიზირებულია ულტრაიისფერი გამოსხივებით ნისლეულში მდებარე ცხელი ვარსკვლავიდან (H II იონიზებული წყალბადის ემისიის რეგიონები ვარსკვლავური ასოციაციების ან პლანეტარული ნისლეულების გარშემო) ან როდესაც ვარსკვლავთშორისი გარემო თბება. დარტყმის ტალღასუპერნოვას აფეთქების ან ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავების ძლიერი ვარსკვლავური ქარის ზემოქმედების გამო.
4 .1 დიფუზური(მსუბუქი)ნისლეული
დიფუზური (სინათლის) ნისლეული -- ასტრონომიაში, ზოგადი ტერმინი გამოიყენება სინათლის გამოსხივების ნისლეულების აღსანიშნავად. დიფუზური ნისლეულის სამი ტიპია არეკვლის ნისლეული, ემისიური ნისლეული (რომელთაგან არის პროტოპლანეტარული, პლანეტარული და H II რეგიონები) და სუპერნოვას ნარჩენი.
· ასახვის ნისლეული
არეკვლის ნისლეულები არის გაზისა და მტვრის ღრუბლები, რომლებიც განათებულია ვარსკვლავებით. თუ ვარსკვლავი (ვარსკვლავები) არის ვარსკვლავთშორის ღრუბელში ან მის მახლობლად, მაგრამ არ არის საკმარისად ცხელი (ცხელი) რომ იონიზაცია მოახდინოს ვარსკვლავთშორისი წყალბადის მნიშვნელოვანი რაოდენობით მის გარშემო, მაშინ მთავარი წყარო ოპტიკური გამოსხივებანისლეული არის ვარსკვლავთშორისი მტვრის მიერ მიმოფანტული ვარსკვლავური შუქი.
არეკვლის ნისლეულის სპექტრი იგივეა, რაც ვარსკვლავის, რომელიც ანათებს მას. სინათლის გაფანტვაზე პასუხისმგებელ მიკროსკოპულ ნაწილაკებს შორის არის ნახშირბადის ნაწილაკები (ზოგჯერ ალმასის მტვერს უწოდებენ), აგრეთვე რკინისა და ნიკელის ნაწილაკები. ბოლო ორი ურთიერთქმედებს გალაქტიკურ მაგნიტურ ველთან და, შესაბამისად, არეკლილი შუქი ოდნავ პოლარიზებულია.
ანარეკლ ნისლეულებს ჩვეულებრივ აქვთ ლურჯი ელფერი გაფანტვის გამო ლურჯი ფერიუფრო ეფექტური ვიდრე წითელი (ეს, კერძოდ, ხსნის ცის ლურჯ ფერს).
ამჟამად ცნობილია დაახლოებით 500 ამრეკლავი ნისლეული, რომელთაგან ყველაზე ცნობილია პლეადების (ვარსკვლავური მტევანი) გარშემო. გიგანტური წითელი ( სპექტრული ტიპი M1) ვარსკვლავი ანტარესი გარშემორტყმულია დიდი წითელი არეკვლის ნისლეულით. ანარეკლი ნისლეულები ასევე ხშირად გვხვდება ვარსკვლავთწარმომქმნელ ადგილებში.
1922 წელს ჰაბლმა გამოაქვეყნა რამდენიმე ნათელი ნისლეულის კვლევის შედეგები. ამ ნაშრომში ჰაბლმა გამოიტანა სიკაშკაშის კანონი არეკვლის ნისლეულისთვის, რომელიც ადგენს კავშირს ნისლეულის კუთხის ზომას შორის ( რ) და აშკარა სიდიდემანათობელი ვარსკვლავი ( მ):
სადაც არის მუდმივი, რომელიც დამოკიდებულია გაზომვის მგრძნობელობაზე.
· ემისიის ნისლეული
ემისიის ნისლეული არის იონიზებული აირის (პლაზმის) ღრუბელი, რომელიც ასხივებს სპექტრის ხილულ ფერთა დიაპაზონში. იონიზაცია ხდება მაღალენერგეტიკული ფოტონების გამო, რომლებიც ასხივებენ უახლოესს ცხელი ვარსკვლავი. არსებობს რამდენიმე სახის ემისიური ნისლეული. მათ შორისაა H II რეგიონები, რომლებშიც ხდება ახალი ვარსკვლავების წარმოქმნა, ხოლო მაიონებელი ფოტონების წყაროა ახალგაზრდა, მასიური ვარსკვლავები, ასევე. პლანეტარული ნისლეულები, რომელშიც მომაკვდავმა ვარსკვლავმა გადააგდო მისი ზედა ფენები და გამოვლენილი ცხელი ბირთვი ახდენს მათ იონიზაციას.
პლანეტამჭვავის ნისლიმness -- ასტრონომიული ობიექტი, რომელიც შედგება იონიზებული გაზის კონვერტისა და ცენტრალური ვარსკვლავისგან, თეთრი ჯუჯა. პლანეტარული ნისლეულები წარმოიქმნება მაშინ, როდესაც წითელი გიგანტებისა და სუპერგიგანტების გარე ფენები (გარსები) 2,5–8 მზის მასის მასით გამოიდევნება მათი ევოლუციის ბოლო ეტაპზე. პლანეტარული ნისლეული არის სწრაფად მოძრავი (ასტრონომიული სტანდარტებით) ფენომენი, რომელიც გრძელდება მხოლოდ რამდენიმე ათეული ათასი წელი, ხოლო წინაპარი ვარსკვლავის სიცოცხლის ხანგრძლივობა რამდენიმე მილიარდი წელია. ამჟამად ჩვენს გალაქტიკაში ცნობილია დაახლოებით 1500 პლანეტარული ნისლეული.
პლანეტარული ნისლეულების ფორმირების პროცესი სუპერნოვას აფეთქებებთან ერთად თამაშობს მნიშვნელოვანი როლიგალაქტიკების ქიმიურ ევოლუციაში, ვარსკვლავთშორის სივრცეში მძიმე ელემენტებით გამდიდრებული მასალის გადაყრა - ვარსკვლავური ნუკლეოსინთეზის პროდუქტები (ასტრონომიაში ყველა ელემენტი ითვლება მძიმედ, გარდა პირველადი ნუკლეოსინთეზის პროდუქტებისა. დიდი აფეთქება-- წყალბადი და ჰელიუმი, როგორიცაა ნახშირბადი, აზოტი, ჟანგბადი და კალციუმი).
AT ბოლო წლებიჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპის მიერ გადაღებული სურათების დახმარებით შესაძლებელი გახდა იმის გარკვევა, რომ ბევრ პლანეტურ ნისლეულს აქვს ძალიან რთული და თავისებური სტრუქტურა. იმისდა მიუხედავად, რომ მათ დაახლოებით მეხუთედს აქვს გარშემორტყმული ფორმა, უმეტესობას არ აქვს რაიმე სახის სფერული სიმეტრია. მექანიზმები, რომლითაც შესაძლებელია ასეთი მრავალფეროვანი ფორმების ფორმირება, დღემდე ბოლომდე არ არის განმარტებული. ითვლება, რომ დიდი როლიეს შეიძლება იყოს ვარსკვლავური ქარისა და ორობითი ვარსკვლავების, მაგნიტური ველისა და ვარსკვლავთშორისი გარემოს ურთიერთქმედებით.
პლანეტარული ნისლეულები ძირითადად ბუნდოვანი ობიექტებია და, როგორც წესი, შეუიარაღებელი თვალით არ ჩანს. პირველი პლანეტარული ნისლეული, რომელიც აღმოაჩინეს, იყო ნისლეული ჰანტელივულპეკულას თანავარსკვლავედში.
პლანეტარული ნისლეულების უჩვეულო ბუნება მე-19 საუკუნის შუა ხანებში აღმოაჩინეს, დაკვირვებებში სპექტროსკოპიის მეთოდის გამოყენების დაწყებით. უილიამ ჰაგინსიგახდა პირველი ასტრონომი, რომელმაც მიიღო პლანეტარული ნისლეულების სპექტრები - ობიექტები, რომლებიც გამოირჩეოდნენ უჩვეულოობით. როდესაც ჰაგინსმა შეისწავლა ნისლეულების სპექტრები NGC 6543 (კატის თვალი) , M27 (ჰანტელი), მ57 (ბეჭდის ნისლეული ლირაში)და მრავალი სხვა, აღმოჩნდა, რომ მათი სპექტრი უკიდურესად განსხვავდება ვარსკვლავების სპექტრისგან: იმ დროისთვის მიღებული ვარსკვლავების ყველა სპექტრი იყო შთანთქმის სპექტრი (უწყვეტი სპექტრი დიდი რაოდენობითბნელი ხაზები), ხოლო პლანეტარული ნისლეულების სპექტრები აღმოჩნდა ემისიის სპექტრები მცირე რაოდენობის ემისიის ხაზებით, რაც მიუთითებს მათ ბუნებაზე, რომელიც ფუნდამენტურად განსხვავდება ვარსკვლავების ბუნებისაგან.
პლანეტარული ნისლეულები წარმოადგენს მრავალი ვარსკვლავის ევოლუციის ბოლო ეტაპს. Ტიპიური პლანეტარული ნისლეულიაქვს საშუალო სიგრძე ერთი სინათლის წელი და შედგება ძალიან იშვიათი გაზისგან, რომლის სიმკვრივეა დაახლოებით 1000 ნაწილაკი სმ3-ზე, რაც უმნიშვნელოა, მაგალითად, დედამიწის ატმოსფეროს სიმკვრივესთან შედარებით, მაგრამ დაახლოებით 10-100-ჯერ მეტია ვიდრე პლანეტათაშორისი სივრცის სიმკვრივე დედამიწის ორბიტის მზიდან დაშორებით. ახალგაზრდა პლანეტარული ნისლეულები აქვთ უმაღლესი სიმკვრივე, ზოგჯერ აღწევს 10 6 ნაწილაკს სმ³-ზე. ნისლეულების ასაკთან ერთად მათი გაფართოება იწვევს სიმკვრივის შემცირებას. პლანეტარული ნისლეულების უმეტესობა სიმეტრიული და თითქმის სფერული გარეგნობითაა, რაც ხელს არ უშლის მათ ჰქონდეთ მრავალი ძალიან რთული ფორმა. პლანეტარული ნისლეულების დაახლოებით 10% პრაქტიკულად ბიპოლარულია და მხოლოდ მცირე ნაწილია ასიმეტრიული. მართკუთხა პლანეტარული ნისლეულიც კი ცნობილია.
პროტოპლანეტარული ნისლეულიარის ასტრონომიული ობიექტი, რომელიც არ არსებობს დიდი ხნის განმავლობაში იმ დროიდან, როდესაც საშუალო მასის ვარსკვლავი (1-8 მზის მასა) ტოვებს ასიმპტოტურ გიგანტურ ტოტს (AGB) და შემდგომ პლანეტარული ნისლეულის (PT) ფაზას. პროტოპლანეტარული ნისლეული ანათებს ძირითადად ინფრაწითელში და წარმოადგენს ამრეკლი ნისლეულების ქვეტიპს.
რეგიონიჰIIარის ცხელი გაზისა და პლაზმის ღრუბელი, რომელიც აღწევს რამდენიმე ასეულ სინათლის წელს, რომელიც არის აქტიური ვარსკვლავის წარმოქმნის არეალი. ამ რეგიონში იბადებიან ახალგაზრდა ცხელი მოლურჯო-თეთრი ვარსკვლავები, რომლებიც ასხივებენ უხვი ულტრაიისფერ შუქს, რითაც იონიზებს მიმდებარე ნისლეულს.
H II რეგიონებს შეუძლიათ ათასობით ვარსკვლავის დაბადება რამდენიმე მილიონი წლის განმავლობაში. საბოლოოდ, სუპერნოვას აფეთქებები და ძლიერი ვარსკვლავური ქარები ყველაზე მასიური ვარსკვლავებიდან მიღებულ ვარსკვლავურ გროვაში ფანტავს რეგიონის გაზებს და ის პლეადის მსგავს ჯგუფად იქცევა.
ამ რეგიონებმა თავიანთი სახელი მიიღეს იონიზებული ატომური წყალბადის დიდი რაოდენობით გამო, რომელსაც ასტრონომები მოიხსენიებენ როგორც H II (H I რეგიონი არის ნეიტრალური წყალბადის ზონა და H 2 აღნიშნავს. მოლეკულური წყალბადი). მათი დანახვა შესაძლებელია დიდ მანძილზე მთელ სამყაროში და სხვა გალაქტიკებში მდებარე ასეთი რეგიონების შესწავლა მნიშვნელოვანია ამ უკანასკნელამდე მანძილის, აგრეთვე მათი ქიმიური შემადგენლობის დასადგენად.
მაგალითებია კარინა ნისლეული, ნისლეული ტარანტულა,NGC 604 , ორიონის ტრაპეცია, ბარნარდის მარყუჟი.
· სუპერნოვას ნარჩენი
სუპერნოვას ნარჩენი(ინგლისური) ს ზედან კვერცხუჯრედი რ ემენანტი, SNR ) არის გაზისა და მტვრის წარმონაქმნი, ვარსკვლავის კატასტროფული აფეთქების შედეგი, რომელიც მოხდა მრავალი ათეული ან ასეული წლის წინ და მისი ტრანსფორმაცია სუპერნოვად. აფეთქების დროს, სუპერნოვას ჭურვი იფანტება ყველა მიმართულებით, წარმოქმნის დარტყმის ტალღას, რომელიც ფართოვდება უზარმაზარი სიჩქარით, რომელიც ყალიბდება სუპერნოვას ნარჩენი. დანარჩენი შედგება აფეთქების შედეგად გამოდევნილი ვარსკვლავური მასალისა და დარტყმის ტალღის მიერ შთანთქმული ვარსკვლავთშორისი მასალისაგან.
ალბათ ყველაზე ლამაზი და საუკეთესოდ შესწავლილი ახალგაზრდა ნარჩენი, რომელიც წარმოიქმნა სუპერნოვას მიერ SN 1987 ამაგელანის დიდ ღრუბელში, რომელიც ამოიფრქვა 1987 წელს. სხვა ცნობილი სუპერნოვას ნარჩენებია კრაბის ნისლეული , შედარებით ბოლოდროინდელი აფეთქების ნარჩენი (1054), სუპერნოვას ნარჩენი მშვიდი (SN 1572) ტიხო ბრაჰეს სახელით, რომელმაც დააკვირდა და დააფიქსირა მისი საწყისი სიკაშკაშე 1572 წელს აფეთქებისთანავე, ისევე როგორც დანარჩენი კეპლერის სუპერნოვა (SN 1604) იოჰანეს კეპლერის სახელობის.
4 .2 ბნელი ნისლეული
ბნელი ნისლეული არის ვარსკვლავთშორისი ღრუბლის სახეობა, იმდენად მკვრივი, რომ შთანთქავს ხილული სინათლე, გამოსხივების ან ასახვის ნისლეულებიდან (როგორიცაა , ცხენის ნისლეული) ან ვარსკვლავები (მაგალითად, ქვანახშირის ტომრის ნისლეული) ამის უკან.
სინათლე შეიწოვება ვარსკვლავთშორისი მტვრის ნაწილაკებით, რომლებიც მდებარეობს მოლეკულური ღრუბლების ყველაზე ცივ და მკვრივ ნაწილებში. მტევანი და ბნელი ნისლეულების დიდი კომპლექსები დაკავშირებულია გიგანტურ მოლეკულურ ღრუბლებთან (გმო). იზოლირებული მუქი ნისლეულები ყველაზე ხშირად ბოკის გლობულებია.
ასეთ ღრუბლებს აქვთ ძალიან არარეგულარული ფორმა: მათ არ აქვთ მკაფიოდ განსაზღვრული საზღვრები, ზოგჯერ ისინი იღებენ მორევად გველის მსგავს გამოსახულებებს. ყველაზე დიდი ბნელი ნისლეულები შეუიარაღებელი თვალით ჩანს, როგორც შავი ლაქები ნათელი ირმის ნახტომის წინააღმდეგ.
ბნელი ნისლეულების შიდა ნაწილებში ხშირად მიმდინარეობს აქტიური პროცესები: მაგალითად, ვარსკვლავების დაბადება ან მასერის გამოსხივება.
5. რადიაცია
ვარსკვლავური ქარი- ვარსკვლავებიდან ვარსკვლავთშორის სივრცეში მატერიის გადინების პროცესი.
ნივთიერება, რომლისგანაც შედგება ვარსკვლავები, გარკვეულ პირობებში, შეუძლია დაძლიოს მათი მიზიდულობა და გაისროლოს ვარსკვლავთშორის სივრცეში. ეს ხდება იმ შემთხვევაში, თუ ვარსკვლავის ატმოსფეროში ნაწილაკი აჩქარებს წამს აღემატება სიჩქარეს კოსმოსური სიჩქარეამ ვარსკვლავისთვის. სინამდვილეში, ვარსკვლავური ქარის შემადგენელი ნაწილაკების სიჩქარე წამში ასობით კილომეტრია.
ვარსკვლავური ქარი შეიძლება შეიცავდეს როგორც დამუხტულ ნაწილაკებს, ასევე ნეიტრალურ ნაწილაკებს.
ვარსკვლავური ქარი არის მუდმივად მიმდინარე პროცესი, რომელიც იწვევს ვარსკვლავის მასის შემცირებას. რაოდენობრივად, ეს პროცესი შეიძლება დახასიათდეს, როგორც მატერიის რაოდენობა (მასა), რომელსაც ვარსკვლავი კარგავს დროის ერთეულში.
ვარსკვლავურ ქარს შეუძლია მნიშვნელოვანი როლი ითამაშოს ვარსკვლავურ ევოლუციაში: ვინაიდან ეს პროცესი იწვევს ვარსკვლავის მასის შემცირებას, ვარსკვლავის სიცოცხლის ხანგრძლივობა დამოკიდებულია მის ინტენსივობაზე.
ვარსკვლავური ქარი არის მატერიის გადასატანი საშუალება სივრცეში მნიშვნელოვან მანძილზე. გარდა იმისა, რომ ის თავისთავად შედგება ვარსკვლავებიდან გამომავალი მატერიისგან, მას შეუძლია იმოქმედოს მიმდებარე ვარსკვლავთშორის მატერიაზე, გადასცეს მას მისი ნაწილი. კინეტიკური ენერგია. ამრიგად, ასეთი ზემოქმედების შედეგად წარმოიქმნა ემისიური ნისლეულის NGC 7635 „Bubble“ ფორმა.
რამდენიმე მჭიდროდ განლაგებული ვარსკვლავიდან მატერიის გადინების შემთხვევაში, რომელსაც ემატება ამ ვარსკვლავების გამოსხივება, ვარსკვლავთშორისი მატერიის კონდენსაცია შესაძლებელია შემდგომი ვარსკვლავის წარმოქმნით.
აქტიური ვარსკვლავური ქარის დროს, გამოდევნილი მატერიის რაოდენობა შეიძლება იყოს საკმარისი პლანეტარული ნისლეულის შესაქმნელად.
6. ვარსკვლავთშორისი საშუალო ევოლუცია
ვარსკვლავთშორისი გარემოს, უფრო ზუსტად რომ ვთქვათ, ვარსკვლავთშორისი გაზის ევოლუცია მჭიდრო კავშირშია მთელი გალაქტიკის ქიმიურ ევოლუციასთან. როგორც ჩანს, ყველაფერი მარტივია: ვარსკვლავები შთანთქავენ გაზს, შემდეგ კი უკან აგდებენ, ამდიდრებენ მას ბირთვული წვის პროდუქტებით - მძიმე ელემენტებით - ამგვარად, მეტალურობა თანდათან უნდა გაიზარდოს.
დიდი აფეთქების თეორია პროგნოზირებს, რომ წყალბადი, ჰელიუმი, დეიტერიუმი, ლითიუმი და სხვა მსუბუქი ბირთვები წარმოიქმნა პირველადი ნუკლეოსინთეზის დროს, რომლებიც ჯერ კიდევ იშლება ჰაიაშის ტრასაზე ან პროტოვარსკვლავის სტადიაზე. სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, ჩვენ უნდა დავაკვირდეთ ხანგრძლივ G-ჯუჯებს ნულოვანი მეტალისობით. მაგრამ არცერთი მათგანი არ არის ნაპოვნი გალაქტიკაში; უფრო მეტიც, მათ უმეტესობას თითქმის მზის მეტალურობა აქვს. არაპირდაპირი მონაცემებით, შეიძლება ვიმსჯელოთ, რომ მსგავსი რამ სხვა გალაქტიკებშიც არსებობს. Ზე ამ მომენტშიკითხვა ღია რჩება და გადაწყვეტილებას ელის.
ასევე არ იყო მტვერი პირველვარსკვლავთშორის აირში. ამჟამად ითვლება, რომ მტვრის მარცვლები წარმოიქმნება ძველი ცივი ვარსკვლავების ზედაპირზე და ტოვებს მას გადინებულ მატერიასთან ერთად.
დასკვნა
ასეთის შესწავლა რთული სისტემაროგორ აღმოჩნდა „ვარსკვლავები - ვარსკვლავთშორისი გარემო“ ძალიან რთული ასტროფიზიკური პრობლემა, განსაკუთრებით იმის გათვალისწინებით, რომ გალაქტიკაში ვარსკვლავთშორისი გარემოს მთლიანი მასა და მისი ქიმიური შემადგენლობა ნელ-ნელა იცვლება გავლენის ქვეშ. სხვადასხვა ფაქტორები. აქედან გამომდინარე, შეგვიძლია ვთქვათ, რომ ჩვენი პლანეტის მთელი ისტორია ვარსკვლავთშორის გარემოშია ასახული. ვარსკვლავური სისტემამილიარდობით წელი გრძელდება.
წყაროების სია
1) მასალები აღებულია www.wikipedia.org-დან
2) მასალები აღებულია საიტიდან www.krugosvet.ru
3) მასალები აღებულია www.bse.sci-lib.com-დან
4) მასალები აღებულია საიტიდან www.dic.academic.ru
მასპინძლობს Allbest.ru-ზე
მსგავსი დოკუმენტები
ნისლეული, როგორც ვარსკვლავთშორისი გარემოს მონაკვეთი, რომელიც გამოირჩევა გამოსხივებით ან რადიაციის შთანთქმით ცის ზოგადი ფონზე, მისი სახეობებითა და ფორმებით: ემისია, სუპერნოვას ნარჩენები. ზოგიერთი ნისლეულის გაჩენისა და განვითარების ისტორია: არწივი, ქვიშის საათი.
პრეზენტაცია, დამატებულია 10/11/2012
მტვერი, გაზი და პლაზმა, როგორც ნისლეულის ძირითადი კომპონენტები. ნისლეულების კლასიფიკაცია, მათი ძირითადი ტიპების მახასიათებლები. დიფუზური, არეკვლის, ემისიის, ბნელი და პლანეტარული ნისლეულების სტრუქტურის თავისებურებები. სუპერნოვას ნარჩენის ფორმირება.
პრეზენტაცია, დამატებულია 20/12/2015
ნისლეულის ფენომენების აღწერა და მზის აქტივობა. გალაქტიკური, მზის და კოსმოსური სხივების შესწავლა, მათი აღრიცხვის მეთოდები. ვარსკვლავთშორისი მაგნიტური ველის თვისებები. გალაქტიკების სივრცითი განაწილების თავისებურებები. იდეები სამყაროს გაფართოების შესახებ.
რეზიუმე, დამატებულია 01/06/2012
ვარსკვლავის ბირთვი გალაქტიკის ცენტრალური, კომპაქტური რეგიონია. გალაქტიკის სტრუქტურის ძირითადი ელემენტები. ღია და გლობულური ტიპის მტევანი. ვარსკვლავთშორისი გაზის მახასიათებლები. სინათლის ზოგადი კონცეფცია აირისებრი ნისლეულები. პლანეტარული, ბნელი ნისლეულები.
პრეზენტაცია, დამატებულია 09/28/2011
კოსმოგონია, როგორც მეცნიერება, რომელიც სწავლობს ციური სხეულების წარმოშობას და განვითარებას. ჯინსის ჰიპოთეზის არსი. ნისლეული, მზის დაბადება. ნისლეულის ნაწილაკების პლანეტებად გარდაქმნის პროცესის ძირითადი ეტაპები: ნაწილაკების ადჰეზია; გათბობა; ვულკანური აქტივობა.
რეზიუმე, დამატებულია 06/20/2011
კოსმოსური ხომალდიდედამიწის ბუნებრივი რესურსების კვლევა და გარემოს კონტროლი Resurs-F სერიის. კოსმოსური ხომალდის Resurs-F1 და ფოტოგრაფიული აღჭურვილობის ძირითადი ტექნიკური მახასიათებლები. კოსმოსური მედიცინისა და ბიოლოგიის კოსმოსური ხომალდები Bion, მასალების მეცნიერება Foton.
რეზიუმე, დამატებულია 08/06/2010
ვარსკვლავური ევოლუცია - ვარსკვლავის ცვლილებები მისი სიცოცხლის განმავლობაში. თერმობირთვული შერწყმადა ვარსკვლავების დაბადება; პლანეტარული ნისლეული, პროტოვარსკვლავები. ახალგაზრდა ვარსკვლავების მახასიათებლები, მათი სიმწიფე, შემდგომ წლებში, სიკვდილი. ნეიტრონული ვარსკვლავები(პულსარები), თეთრი ჯუჯები, შავი ხვრელები.
პრეზენტაცია, დამატებულია 05/10/2012
ფორმირების ეტაპები მზის სისტემა. მზის პროტოპლანეტარული დისკის გარემოს შემადგენლობა, მისი ევოლუციის შესწავლა რიცხვითი ორგანზომილებიანი გაზის დინამიური მოდელის გამოყენებით, რომელიც შეესაბამება აირისებრი საშუალების ღერძი სიმეტრიულ მოძრაობას გრავიტაციულ ველში.
საკურსო ნაშრომი, დამატებულია 29/05/2012
ვარსკვლავების მახასიათებლები. ვარსკვლავები გარე სივრცეში. ვარსკვლავი არის პლაზმური ბურთი. ვარსკვლავური პროცესების დინამიკა. Მზის სისტემა. ვარსკვლავთშორისი საშუალო. ვარსკვლავური ევოლუციის კონცეფცია. ვარსკვლავების ფორმირების პროცესი. ვარსკვლავი, როგორც დინამიური თვითრეგულირების სისტემა.
რეზიუმე, დამატებულია 17/10/2008
მერვე პლანეტა მზიდან. პლანეტა ნეპტუნის ზოგიერთი პარამეტრი. ქიმიური შემადგენლობა, ფიზიკური პირობები, სტრუქტურა, ატმოსფერო. ტემპერატურა ზედაპირის ფართობები. ნეპტუნის თანამგზავრები, მათი ზომები, მახასიათებლები, აღმოჩენების ისტორია. ნეპტუნის რგოლები, მაგნიტური ველი.
კომპონენტი დაახლ. მისი მასის 99% და დაახლ. გალაქტიკის მასის 2%. Mg ძალიან თანაბრად არის შერეული ვარსკვლავთშორის მტვერთან, რაც ხშირად ხდის გაზ-მტვრის სტრუქტურებს დაკვირვებას მისი შთანთქმის ან სინათლის გაფანტვით (იხ.). ძირითადის ცვლილების დიაპაზონი. M.g-ის აღწერის პარამეტრები ძალიან ფართოა. M.g-ის ტემპერატურა მერყეობს 4-6 K-დან 10 6 K-მდე (ვარსკვლავთშორისი იონური ტემპერატურა M. g. ზოგჯერ აღემატება 10 9 K-ს), კონცენტრაცია მერყეობს 10 -3 -10 -4-დან 10 8 -10 12-მდე. ნაწილაკები 1 სმ 3-ში. Mg გამოსხივება ხასიათდება ფართო დიაპაზონით, გრძელი რადიოტალღებიდან მძიმე გამა გამოსხივებამდე.
არის ადგილები, სადაც M.g უპირატესად მოლეკულურ მდგომარეობაშია (მოლეკულური ღრუბლები) - ეს არის M.g-ის ყველაზე მკვრივი და ცივი ნაწილები; არის უბნები, სადაც მ.გ შედგება ჩ. arr. წყალბადის ნეიტრალური ატომებიდან (HI რეგიონები), ეს არის ნაკლებად მკვრივი და, საშუალოდ, თბილი რეგიონები; არის იონიზებული წყალბადის ზონები (HII ზონები), ტო-რიმი იავლ. კაშკაშა ემისიის ნისლეულები ცხელი ვარსკვლავების ირგვლივ და იშვიათი ცხელი აირის არეები (კორონალური გაზი). Mg, ისევე როგორც ვარსკვლავების ნივთიერება, შედგება ჩ. arr. წყალბადისა და ჰელიუმისგან სხვა ქიმ. ელემენტები (იხ.). საშუალოდ მ.-ში წყალბადის ატომები შეადგენენ დაახლ. ყველა ატომის რაოდენობის 90% (წონის 70%). ჰელიუმის ატომები შეადგენს დაახლ. ატომების რაოდენობის 10% (დაახლოებით 28% მასის მიხედვით). მასის დარჩენილი 2% ყველა შემდგომი ქიმ. ელემენტები (ე.წ. მძიმე ელემენტები). მათგან O, C, N, Ne, S, Ar და Fe ყველაზე უხვია. ყველა მათგანი ერთად შეადგენს დაახლ. M.g-ის ატომების რაოდენობის 1/1000, თუმცა მათი როლი M.g-ში მიმდინარე პროცესებში ძალიან დიდია. მზის შემადგენლობასთან შედარებით, Mg-ში შეინიშნება მთელი რიგი მძიმე ელემენტების დეფიციტი, განსაკუთრებით Al, Ca, Ti, Fe, Ni, რომლებიც ათობით და ასეულჯერ ნაკლებია ვიდრე მზეზე. გალაქტიკის M. ქალაქის სხვადასხვა ნაწილში, დეფიციტის სიდიდე არ არის იგივე. დეფიციტის წარმოქმნა დაკავშირებულია იმასთან, თუ რას ნიშნავს ეს. ამ ელემენტებიდან ზოგიერთი შედის მტვრის მარცვლების შემადგენლობაში და თითქმის არ არის აირისებრ ფაზაში.გალაქტიკის გარეთ დისკი M.g ძალიან ცოტა. ძირითადში გალაქტიკური ჰალოს ნაწილი, გაზი აშკარად ცხელია (~ 10 o K) და ძალიან იშვიათია (დისკის სიმეტრიის სიბრტყეზე 5 კმ სიმაღლეზე). ყველაზე შესამჩნევია ჰალო - მკვრივი აირისებრი წარმონაქმნები. როგორც ჩანს, არა დიდი რიცხვიგაზი ხელმისაწვდომია ზოგიერთში, ყველაზე მკვრივში. გარდა ამისა, მაღალ გალაქტიკებში. განედებმა აღმოაჩინეს წყალბადი.
3. ვარსკვლავთშორის გაზზე დაკვირვების მეთოდები
მ-ის ძლიერი იშვიათობა და ტემპერატურების ფართო დიაპაზონი, რომლებშიც ის შეიძლება განთავსდეს, განაპირობებს მისი შესწავლის მეთოდების მრავალფეროვნებას.
დაკვირვებისთვის ყველაზე ხელმისაწვდომია აირისებრი და გაზურ-მტვრის მსუბუქი ნისლეულები. ოპტიკით და ში ნაკლები ხარისხიემისიური ნისლეულების ინფრაწითელი გამოსხივების სპექტრებმა მოახერხეს H II ზონებში ნივთიერების სიმკვრივის, ტემპერატურის, შემადგენლობისა და იონიზაციის მდგომარეობის დადგენა. ემისიურ ნისლეულებში მაგნიტიზმის შესახებ მდიდარი ინფორმაცია მიიღება წყალბადის, ჰელიუმის და სხვა ელემენტების, ასევე უწყვეტი რადიო გამოსხივებისგან.
მაგნეტიზმის მდგომარეობა ნისლეულების გარეთ შესწავლილია ვარსკვლავთშორისი ოპტიკური მონაცემების გამოყენებით. და ულტრაიისფერი შთანთქმის ხაზები ვარსკვლავების სპექტრებში. მათზე დაყრდნობით შესაძლებელი გახდა იმის დადგენა, რომ მაგნიტური ველი შედგება ცალკეული ღრუბლებისგან და მათში არსებული მატერია უპირატესად ნეიტრალურ ატომურ მდგომარეობაშია. შთანთქმის ხაზების მიხედვით ოპტიკაში. დიაპაზონი აღმოაჩინეს (1938) პირველი. ატომების, იონების და მოლეკულების უმეტესობის შთანთქმის ხაზები დევს სპექტრის UV რეგიონში (ნახ. 3). თანამგზავრებზე ჩატარებულმა მათმა დაკვირვებამ შესაძლებელი გახადა ელემენტების სიმრავლისა და იონიზაციის შესწავლა. M.g-ის მდგომარეობა და მასში გამოავლინოს მთელი რიგი მძიმე ელემენტების დეფიციტი. NV (1238 და 1242) და OVI (1032 და 1038) იონების შთანთქმის ხაზებმა გამოავლინა ცხელი აირის დერეფნები. ისინი სწავლობენ გალაქტიკისა და სხვა გალაქტიკების HI რეგიონების ფართომასშტაბიან და წვრილ სტრუქტურას, ვარსკვლავთშორის ღრუბლების სიმკვრივესა და ტემპერატურას, მათ სტრუქტურას, მოძრაობას და გალაქტიკების ცენტრების გარშემო ბრუნვას.უფრო რთულია H2 განაწილების შესწავლა. ამისათვის ისინი ყველაზე ხშირად იყენებენ არაპირდაპირი მეთოდი: გამოიკვლიეთ CO მოლეკულის სივრცითი განაწილება, რომლის კონცენტრაცია პროპორციულია H 2 მოლეკულების კონცენტრაციისა (H 2 მოლეკულები დაახლოებით 10 5-ჯერ მეტია CO-ზე). CO მოლეკულის რადიო გამოსხივება = 2,6 მმ პრაქტიკულად არ შეიწოვება ვარსკვლავთშორისი მტვერით და შესაძლებელს ხდის CO და H 2 მოლეკულების განაწილების შესწავლას, აგრეთვე ასტრონომიული ქალაქის ყველაზე ცივ და მკვრივ ნაწილში პირობების შესწავლას. - მოლეკულურ ღრუბლებში და გაზ-მტვრის კომპლექსებში. H 2 მოლეკულები უშუალოდ შეინიშნება მხოლოდ შთანთქმის ზოლებში, რომლებიც დევს სპექტრის შორეულ UV რეგიონში (1108) და რამდენიმეში. შემთხვევები IR ემისიის ხაზებით (= 2 μm და 4 μm). თუმცა, მტვრის მიერ სინათლის ვარსკვლავთშორისი შთანთქმის გამო, ეს მეთოდი არ იძლევა H2-ის შესწავლის საშუალებას მკვრივ გაუმჭვირვალე მოლეკულურ ღრუბლებში, სადაც ეს მოლეკულები ძირითადად კონცენტრირებულია. მოლეკულური გაზის ცალკეული, ყველაზე მკვრივი კონდენსაციები, რომლებიც მდებარეობს აგზნების ძლიერ წყაროებთან (მაგალითად, IR ვარსკვლავები) მძლავრი კოსმოსური მასერების სახით (იხ.).
მაღალი სპექტრი. რადიოს დიაპაზონში მიღწეული გარჩევადობა შესაძლებელს ხდის, მაგალითად, ატომების სხვადასხვა იზოტოპების შემცველი მოლეკულების შესწავლას. 1 H და 2 D (დეიტერიუმი), 12 C და 13 C, 14 N და 15 N, 16 O, 17 O, 18 O და ა.შ., ე.ი. M.g-ის იზოტოპური შემადგენლობა და მისი ვარიაციები. თანამედროვეთა იზოტოპური შემადგენლობის შედარება. Mg მზის სისტემის იზოტოპური შემადგენლობით, რომელიც წარმოიქმნება ვარსკვლავთშორისი გარემოდან დაახ. წლების წინ, შესაძლებელს ხდის ვიმსჯელოთ იზოტოპური შემადგენლობის ცვლილებების შესახებ, რომლებიც დაკავშირებულია M.g-ის ევოლუციასთან.
რენტგენის შეწოვით. ვარსკვლავთშორის სივრცეში სხივები, შეიძლება ვიმსჯელოთ ვარსკვლავთშორისი მატერიის საერთო რაოდენობაზე, რომელიც მდებარეობს ატომში და მოლეკულური ფორმა, ასევე მტვრის ნაწილაკების სახით. მომავალში, სხვადასხვა ელემენტების რენტგენის ხაზებში ატომების ფლუორესცენციიდან (იხ.), შესაძლებელი იქნება საკმაოდ სრული ინფორმაციის მიღება ელემენტების სიმრავლის შესახებ ვარსკვლავთშორისი მატერიაარ აქვს მნიშვნელობა რა მდგომარეობაშია. მაგნიტური ველის ყველაზე ცხელი ნაწილები (სუპერნოვას ნარჩენები და ცხელი აირის დერეფნები) ასხივებენ რენტგენის სხივებს. დიაპაზონი, რომელიც საშუალებას აძლევს მეთოდებს შეისწავლოს მათი სივრცითი მოწყობა და ფიზიკური. სვ.
ვარსკვლავთშორისი გარემო ასევე ასხივებს -სხივებით. ენერგიული -ფოტონები (50 მევ ენერგიით) წარმოიქმნება M.g-ში იმის გამო, რომ პროტონების შეჯახებისას M.g-ის პროტონებს წარმოიქმნება, რომლებიც იშლება 2-ფოტონად. 50%-იანი წვლილი რელატივისტურ ელექტრონებს აძლევს კოსმოსურს. სხივები ატომების ბირთვებთან შეჯახებისას M. გარდა ამისა, სივრცის ნაწილაკების ურთიერთქმედების დროს. დაბალი ენერგიის სხივები ატომური ბირთვებით M.g და მტვრის ხაზებით ჩნდება 1-6 მევ დიაპაზონში. სივრცის ურთიერთქმედების შედეგად წარმოქმნილი პოზიტრონების განადგურების დროს შეიძლება წარმოიქმნას ძლიერი ხაზი, ფოტონის ენერგიით 0,511 მევ. სხივები M.g-თან ერთად.
გაზის მდგომარეობა დაუყოვნებლივ მზის სისტემის სიახლოვეს ადგენენ ვარსკვლავთშორის გარემოსთან შედარებით განსაზღვრული პარამეტრებით.
ვარსკვლავთშორისი პლაზმის მცირე არაჰომოგენურობაზე პულსარების რადიო გამოსხივების ცინტილაციებზე დაკვირვება მაგმატიკის შესწავლის კიდევ ერთი დახვეწილი მეთოდი აღმოჩნდა (იხ.). მისი დახმარებით შესაძლებელი გახდა ელექტრონების კონცენტრაციის დადგენა რომ M.g-ში სუსტად მერყეობს. საშუალო მნიშვნელობა მხედველობის ხაზის გასწვრივ (აქ - ელექტრონის კონცენტრაციის გადახრა საშუალო მნიშვნელობიდან მხედველობის ხაზის გასწვრივ). არაჰომოგენურობის ზომები შეიძლება იყოს განსხვავებული, მაგრამ პულსარების დაკვირვებისას მთავარია. წვლილი სცინტილაციაში მოდის არაჰომოგენურობიდან ~ 10 10 -10 13 სმ ზომით, აშკარად წარმოქმნილი .
4. პროცესები, რომლებიც ქმნიან ვარსკვლავთშორისი გაზის მდგომარეობას
მ.გ-ის თერმული და იონიზაციის მდგომარეობები.მ-ის სიმცირე განაპირობებს იმას, რომ იგი გამჭვირვალეა გამოსხივების უმეტესობის მიმართ. ამიტომ, მასში არსებული პირობები ძალიან შორს არის. ამასთან, ენერგიის განაწილება M.g-ს ნაწილაკებს შორის უმეტეს შემთხვევაში (მთავარი არსის გამოკლებით.
MG-ში წონასწორობის განსაზღვრა St. კ.-ლ-ში მომხდარი აგზნების (რეკომბინაციები, ფოტონების ემისია). გამოყოფილი მოცულობა სასრულ დროის ინტერვალში.
HII Mg ზონები თბება მათ შიგნით მდებარე ვარსკვლავების ულტრაიისფერი გამოსხივებით (წყალბადის ატომები აქტიურად შთანთქავენ გამოსხივებას). HI რეგიონები და მოლეკულური ღრუბლები თბება გამჭოლი გამოსხივებით: კოსმოსური ნაწილაკები. დაბალი ენერგიის სხივები (~ 1-10 მევ/ნუკლეონი), ასევე UV და რბილი რენტგენი. რადიაცია. უფრო ენერგიული ფოტონებისა და ნაწილაკების როლი მცირეა, ვინაიდან ისინი უფრო ცოტაა და ისინი უფრო სუსტად ურთიერთობენ M.g-თან (იხ.). ზოგან მ.გ., მაგალითად, გათბობის სხვა მექანიზმებიც აუცილებელია. ღრუბლის შეჯახების ან სუპერნოვას აფეთქების შედეგად წარმოქმნილი დარტყმის ტალღები.
მაგნიტური ველის გაგრილება ხდება რადიაციის გამო სპექტრალური ხაზებიუფრო ხშირად IR და ოპტიკაში. სპექტრის რეგიონები, ნაკლებად ხშირად ულტრაიისფერი და რენტგენის სხივებში. ზოლები ან რადიოს ჯგუფში (იხ.). რადიაცია უწყვეტ სპექტრში, როგორც წესი, მეორეხარისხოვან როლს ასრულებს. მთლიანობაში, მოლეკულური რეგიონების თითქმის ყველა რეგიონში გაგრილების მექანიზმი მსგავსია HII ზონების გაგრილების, მაგრამ IR დიაპაზონში გამოსხივება გაზრდილ როლს ასრულებს HI რეგიონებში გაგრილებაში, ხოლო რადიოს დიაპაზონში გაზრდილი როლი. ცივ მოლეკულურ რეგიონებში გაციებისას.
Mg იონიზირდება იმავე ტიპის გამოსხივებით, როგორც თბება. იონიზაცია წონასწორობა მიიღწევა, როდესაც იონიზაციის სიჩქარე და ch-ის სიჩქარე ტოლია. arr. რადიაცია რეკომბინაცია. ზოგიერთ შემთხვევაში, მაგ. OH იონისთვის HI რეგიონებში, გარკვეული როლიმუხტის გაცვლის რეაქციები (დატენვის რეაქციები) თამაშობს წყალბადთან და ნაკლებად ხშირად ჰელიუმთან.
მ.გ-ის სტრუქტურის ფორმირება.
კიდევ ერთი, კიდევ უფრო ძლიერი ფაქტორი, რომელიც გავლენას ახდენს მაგნიტური ველის სტრუქტურაზე S-გალაქტიკებში არის yavl. სპირალური დარტყმის ტალღები. ისინი წარმოიქმნება სპირალურ მკლავებში უკვე დაგროვილი მაგნეტიზმის გაზთან შეჯახების დროს, რომელიც გალაქტიკის ცენტრის გარშემო წრიული მოძრაობის დროს ეწევა სპირალურ მკლავებს და შედის მათში ზებგერითი სიჩქარით (სპირალური მკლავები ბრუნავს გარშემო. გალაქტიკის ცენტრი გაზისა და ვარსკვლავების იმავე მიმართულებით, მაგრამ უფრო ნელი ტემპით). დარტყმის ტალღის ფრონტზე შემომავალი გაზი ნელდება და იკუმშება. გაზრდილი წნევის გამო, თითქმის ყველა გაზი იმყოფება მკვრივ ფაზაში. ასე წარმოიქმნება გაზი-მტვრის კომპლექსები, რომლებიც შეინიშნება შიგნით. სპირალური ტოტების მხარეები.
გაზ-მტვრის კომპლექსები შეიძლება წარმოიშვას არა მხოლოდ სპირალური დარტყმითი ტალღების მოქმედებით, არამედ ე.წ. გალაქტიკების გაზის დისკი. არასტაბილურობის განვითარების შედეგად ჩნდება კომპაქტური (10-30 ც.) გაზ-მტვრის გროვები, რომლებიც შემდეგ ფორმირების ცენტრებად იქცევა. ვარსკვლავური მტევნები. S გალაქტიკებში რეილი-ტეილორის არასტაბილურობა ალბათ უფრო ნაკლებ როლს თამაშობს, ვიდრე სპირალური დარტყმის ტალღები, მაგრამ Ir გალაქტიკებში ეს ასეა. მთავარი კომპლექსების წარმოქმნის მიზეზი M.g.
დაკვირვებები აჩვენებს, რომ ვარსკვლავთშორისი ღრუბლები, გალაქტიკის ცენტრის გარშემო მოწესრიგებული მოძრაობის გარდა, ქაოტურია. სიჩქარე იხ. ღირებულება დაახლ. 10 კმ/წმ. საშუალოდ, 30-100 მილიონი წლის შემდეგ, ღრუბელი ეჯახება სხვა ღრუბელს, რაც იწვევს ამ შემთხვევითი მოძრაობების გაფანტვას (შემცირებას), ღრუბლების ნაწილობრივ გაერთიანებას და მათი მასების ძალაუფლების კანონის (~) სპექტრის წარმოქმნას. ქაოტური მოძრაობები შენარჩუნებულია სუპერნოვას აფეთქებებით: M.G.-ს აფეთქების დროს ჩამოგდებული ვარსკვლავის გარსი M.G-ში ნელდება და მისი იმპულსის ნაწილს ღრუბლებში გადააქვს.
მ.გ.-ს რაიონიდან, რომლის გასწვრივაც გავიდა ელვარების შედეგად გამოწვეული დარტყმითი ტალღა, თითქმის მთელი გაზი ამოღებულია. იშვიათი გაზის შედეგად მიღებული რეგიონი (გამოქვაბული, რომელიც ზომავს ათეულ კომპიუტერს წმ ნ~ 10 -2 სმ -3 და თ~ 10 6 K) შეიძლება არსებობდეს ~ 10 7 წლის განმავლობაში. თუ ამ დროის განმავლობაში სხვა სუპერნოვა იფეთქებს მახლობლად, მაშინ ახალმა ღრუმ, რომელიც დაიხურა წინასთან, შეუძლია შექმნას ცხელი, იშვიათი, უაღრესად იონიზებული აირის უზარმაზარი დერეფანი. ცხელი აირის გამოსხივებამ შეიძლება გაათბოს 300-5000 K-მდე გაზის ღრუბლები, რომლებიც მდებარეობს დერეფნიდან მრავალი ც. დაშორებით (ასეთი ტემპერატურის მქონე ღრუბლების არსებობა შეუძლებელია ზემოთ აღწერილი M.g-ის მარტივ ორფაზიან მოდელში. ).
სუპერნოვაების ამოფრქვევები, რომლებმაც „გაბურღეს“ გალაქტიკის აირისებრი დისკი გალაქტიკის სიბრტყედან გალაქტიკათაშორის სივრცეში გადინებას იწვევს. გარემო და იქ გათბობა 10 7 -10 8 კ-მდე. შედეგად, გალაქტიკათშორის. მძიმე ელემენტებით გამდიდრებული გაზი შედის გარემოში. შესაძლებელია, რომ სწორედ ამ პროცესების წყალობით გალაქტიკათშორისი გალაქტიკათა გროვის გაზს თითქმის ისეთივე რკინის შემცველობა აქვს, როგორც მზის ატმოსფეროში. გაზის ნაწილი, როგორც ჩანს, ისევ გალაქტიკაში მოდის. თვითმფრინავები წყალბადის მაღალი განედებისა და მაღალი სიჩქარის ღრუბლების სახით.
5. გაზ-მტვრის კომპლექსებში მიმდინარე პროცესები
გაზ-მტვრის კომპლექსებში ნივთიერება საკმარისად მკვრივია, რომ არ გადავიდეს მაგისტრალის დიდ სიღრმეზე. გამჭოლი რადიაციის ნაწილი. მაშასადამე, მაგმა კომპლექსებში უფრო ცივია, ვიდრე ვარსკვლავთშორის ღრუბლებში და უპირატესად არსებობს მოლეკულური ფორმით. წარმოიქმნება მოლეკულები. arr. იონ-მოლეკულურ რეაქციებში, ასევე მტვრის ნაწილაკების ზედაპირზე (H 2 მოლეკულები და ზოგიერთი სხვა, იხ.). იონ-მოლეკულური რეაქციების წარმოქმნისთვის აუცილებელ იონიზაციას მხარს უჭერს ვარსკვლავების ულტრაიისფერი გამოსხივება (რაიონებში, სადაც ვარსკვლავთშორისი შთანთქმის სინათლის) და, როგორც ჩანს, კოსმოსური. დაბალი ენერგიის (4-12 K) მტევნების სხივები. ამ პროცესებთან ერთად მოლეკულური ღრუბლების ცივ ფრაგმენტებში, ისინი იწვევენ ვარსკვლავური მასის გაზ-მტვრის მატერიის თვითგრავიტაციული გროვების წარმოქმნას - პროტოვარსკვლავები, საიდანაც შემდგომში წარმოიქმნება ვარსკვლავები.
ამრიგად, მოლეკულური ღრუბლები სწრაფად (~ 10 6 წელიწადში) უნდა გადაიქცეს ვარსკვლავებად. იმიტომ რომ ისინი გაცილებით დიდხანს არსებობენ, ფაქტორები, რომლებიც ანელებენ ვარსკვლავების წარმოქმნას, უნდა იმოქმედონ (მაგალითად, მაგნიტური წნევა, ტურბულენტობა, გაზის გაცხელება ამომავალი ვარსკვლავებით, იხ.).
6. ვარსკვლავთშორისი გაზის ევოლუცია
Mg მუდმივად ცვლის მატერიას ვარსკვლავებთან. შეფასებით, ამჟამად გალაქტიკაში გაზი ვარსკვლავებში წელიწადში გარკვეული რაოდენობით გადადის. ამავე დროს, ვარსკვლავები, ჩვ. arr. ზე გვიანი ეტაპებიევოლუცია, ნივთიერების დაკარგვა (იხ.) და შევსება M. g.
გამოშვებული ნივთიერების ნაწილი მონაწილეობდა თერმობირთვული რეაქციებივარსკვლავების სიღრმეში და იქ გამდიდრებული მძიმე ელემენტებით. ამიტომ, დროთა განმავლობაში, Mg-ში შემადგენლობა (ელემენტების სიმრავლე) იცვლება. სხვადასხვა გალაქტიკაში და თითოეული გალაქტიკის სხვადასხვა ნაწილში ეს პროცესები მიმდინარეობს სხვადასხვა სიჩქარით. შედეგად, ქიმ. და M.-ის იზოტოპური შემადგენლობა, ჩნდება არაჰომოგენურობები და უპირველეს ყოვლისა ქიმიური ნივთიერების გრადიენტი. შემადგენლობა გალაქტიკური რადიუსების გასწვრივ. გალაქტიკების ცენტრთან უფრო ახლოს, მაგნიტური ველი გარკვეულწილად გამდიდრებულია მძიმე ელემენტებით.
ჯერ კიდევ უცნობია, როდის და როგორ გამდიდრდა პირველადი გაზი (რომლის შემადგენლობაში შედიოდა 75% H და 25% He მასის მიხედვით, იხ.) მძიმე ელემენტებით: იყო ეს გალაქტიკების წარმოქმნამდე თუ მათი ევოლუციის დასაწყისში. . მაგრამ ცხადია, რომ გალაქტიკების ისტორიის ადრეულ ეტაპებზე ეს პროცესი ბევრად უფრო აქტიური იყო, ვიდრე ამჟამად.
გალაქტიკებში დიდი სპ. იმპულსის მომენტი მათი ჩამოყალიბებიდან ~ 109 წლის განმავლობაში, MG დასახლდა დისკზე, ასევე გამდიდრებული მძიმე ელემენტებით. შემდგომი ვარსკვლავის ფორმირება მოხდა დისკზე. S გალაქტიკებში დისკზე ვარსკვლავების ფორმირება სტიმულირდება სპირალური დარტყმითი ტალღით. სპირალურ დარტყმის ტალღაში ყოველი გავლისას გაზის ელემენტები ნელდება, კარგავენ ენერგიას და ყოველი შემობრუნებისას უახლოვდება გალაქტიკის ცენტრს.
ირ-ის გალაქტიკებში სპირალური ტალღები არ წარმოიქმნება და გაზი ნელ-ნელა გამოიწურება. ამიტომ, ამჟამად ისინი ყველაზე მდიდარია გაზით (შდრ. ატომური წყალბადის შემცველობა გალაქტიკის მასის 18%-ია). ლენტიკულურ (SO) გალაქტიკებში, გაზის ნაწილი, სავარაუდოდ, გალაქტიკათშორისი იყო. სივრცე სხვა გალაქტიკებთან ურთიერთქმედების დროს და დარჩენილი გაზი საკმარისი არ იყო აქტიური ვარსკვლავის წარმოქმნისთვის.
ამრიგად, გალაქტიკების ევოლუციის პროცესში ხდება მატერიის ციკლი: Mg ვარსკვლავები Mg, რაც იწვევს Mg-ში და ვარსკვლავებში მძიმე ელემენტების შემცველობის თანდათანობით ზრდას და თითოეულ გალაქტიკაში Mg-ის რაოდენობის შემცირებას. . სხვადასხვა ტიპის გალაქტიკებში მაგმის დაქვეითება მნიშვნელოვნად განსხვავებული ტემპებით მიმდინარეობს. შესაძლებელია, რომ გალაქტიკაში ვარსკვლავთწარმოქმნისა და მძიმე ელემენტებით გაზის გამდიდრების პროცესები არამონოტონურად მიმდინარეობდა, ე.ი. რამდენიმე ერთხელ გალაქტიკის ისტორიაში ვარსკვლავების ფორმირება შეიძლება მილიარდობით წლით გადაიდო. ამან, პრინციპში, უნდა იმოქმედოს ელემენტების სიმრავლეზე სხვადასხვა სახისვარსკვლავური მოსახლეობა.
ვარსკვლავთშორისი საშუალო- ეს არის ნივთიერება და ველები, რომლებიც ავსებენ ვარსკვლავთშორის სივრცეს გალაქტიკის შიგნით. ვარსკვლავთშორისი მატერიის ძირითადი ნაწილი იშვიათ ვარსკვლავთშორის გაზსა და მტვერზე მოდის. მთელი ვარსკვლავთშორისი გარემო გაჟღენთილია მაგნიტური ველები, კოსმოსური სხივები, ელექტრომაგნიტური გამოსხივება.
ვარსკვლავთშორისი გარემოს მთავარი კომპონენტია ვარსკვლავთშორისი გაზი, რომელიც შედგება წყალბადისგან (70% მასა) და ჰელიუმისგან (28%). ვარსკვლავთშორისი აირის დანარჩენი მასა შედგება უფრო მძიმე ქიმიური ელემენტებისაგან (O, C, N, Ne, S, Ar, Fe და სხვ.). ვარსკვლავთშორისი მატერიის მასა ჩვენს გალაქტიკაში (კორონის გამოკლებით) შეფასებულია 2% სრული წონამთელი გალაქტიკა. ტემპერატურის პირობებიდან და სიმკვრივიდან გამომდინარე, ვარსკვლავთშორისი გაზი შეინიშნება სამ მდგომარეობაში: იონიზებული, ატომური და მოლეკულური.
ულტრაიისფერ დიაპაზონში ექსტრაატმოსფერულმა დაკვირვებებმა გამოავლინა ძალიან ცხელი აირი (წყალბადი), რომლის ტემპერატურაა 10 6 K, რომელიც ავსებს ყველაზეგალაქტიკის მოცულობა. ასეთი დაბალი სიმკვრივის ცხელი აირი წარმოიქმნება სუპერნოვას აფეთქებებით და ცხელი გიგანტების მიერ მატერიის დაკარგვით ცხელი ვარსკვლავური ქარის სახით. ასეთი გაზის სიმკვრივეა 1,6 · 10 -3 ნაწილაკი 1 სმ 3-ზე.
ვარსკვლავთშორისი აირის შესახებ ძირითადი მონაცემები მიღებული იქნა რადიოასტრონომიული მეთოდებით მას შემდეგ, რაც 1951 წელს აღმოაჩინეს ნეიტრალური ატომური წყალბადის რადიო გამოსხივება ტალღის სიგრძეზე 21 სმ. ვარსკვლავთშორისი გაზის ძირითადი ნაწილი კონცენტრირებულია გალაქტიკის სპირალურ მკლავებში. მათში გაზი არათანაბრად არის განაწილებული: ის გროვდება ათი და ასეულობით პარსეკის ზომით გახეხილ წარმონაქმნებში. ვარსკვლავთშორისი გაზის მასის დაახლოებით ნახევარი შეიცავს გიგანტს მოლეკულური ღრუბლებითანა საშუალო წონა 105 მზის მასა და დიამეტრის დაახლოებით 40 ც.
ვარსკვლავთშორისი მტვერი - ეს პატარაა ნაწილაკებისარარეგულარული ფორმა 0,01-დან 1 მიკრონი ზომით. ისინი შედგება ცეცხლგამძლე ბირთვისა და აქროლადი ნაერთების გარსისგან. მტვერი მნიშვნელოვან როლს ასრულებს და აქტიურად მონაწილეობს სამყაროში მიმდინარე პროცესებში.
ვარსკვლავთშორის სივრცეში იშვიათი გაზისა და მტვრის გარდა, დიდი რაოდენობით ელემენტარული ნაწილაკებიდა ბირთვები სხვადასხვა ატომები(ელექტრონები, ჰელიუმის ბირთვები და სხვა მძიმე ელემენტები). ამ ნაწილაკების ნაკადებს ე.წ კოსმოსური სხივები. 1 მ 2 ფართობზე, საშუალოდ, დაახლოებით 10 ათასი სხვადასხვა ნაწილაკი ეცემა ყოველ წამში.
ყველა ნაწილაკი, რომელიც ქმნის კოსმოსურ სხივებს, არ მოდის ჩვენთან სამყაროს სიღრმიდან. ბევრ მათგანს აქვს მზის წარმოშობა- ისინი მზის აფეთქების დროს იბადებიან. გალაქტიკაში კოსმოსური სხივების ძირითადი წყაროა სუპერნოვას ნარჩენები და პულსარები.
დაკვირვებები აჩვენებს, რომ რადიო გამოსხივება ჩვენთან ასევე მოდის ვარსკვლავთშორისი სივრცის რეგიონებიდან, სადაც არ არის სუპერნოვას ნარჩენები. მაშასადამე, მაგნიტური ველი ასევე არსებობს ვარსკვლავთშორის სივრცეში.
