ឧស្ម័នអន្តរតារា
ឧស្ម័នអន្តរតារាគឺជាឧបករណ៍ផ្ទុកឧស្ម័នដ៏កម្រដែលបំពេញចន្លោះទាំងអស់រវាងផ្កាយ។ ឧស្ម័ន Interstellar មានតម្លាភាព។ ម៉ាស់សរុបនៃឧស្ម័នអន្តរតារានៅក្នុង Galaxy លើសពី 10 ពាន់លានម៉ាស់ព្រះអាទិត្យ ឬពីរបីភាគរយនៃម៉ាស់សរុបនៃផ្កាយទាំងអស់នៅក្នុង Galaxy របស់យើង។ កំហាប់មធ្យមនៃអាតូមនៅក្នុងឧស្ម័នអន្តរតារាគឺតិចជាង 1 អាតូមក្នុងមួយសង់ទីម៉ែត្រគូប។ ម៉ាស់សំខាន់របស់វាត្រូវបានផ្ទុកនៅជិតយន្តហោះរបស់ Galaxy ក្នុងស្រទាប់ជាច្រើនរយសេក។ ដង់ស៊ីតេមធ្យមនៃឧស្ម័នគឺប្រហែល 10 -21 គីឡូក្រាម / មការ៉េ។ សមាសធាតុគីមីប្រហាក់ប្រហែលនឹងផ្កាយភាគច្រើន៖ វាមានអ៊ីដ្រូសែន និងអេលីយ៉ូម (90% និង 10% ដោយចំនួនអាតូមរៀងៗខ្លួន) ជាមួយនឹងការលាយបញ្ចូលគ្នាតិចតួចនៃធាតុធ្ងន់ជាង។ អាស្រ័យលើសីតុណ្ហភាព និងដង់ស៊ីតេ ឧស្ម័នអន្តរផ្កាយស្ថិតនៅក្នុងរដ្ឋម៉ូលេគុល អាតូមិច ឬអ៊ីយ៉ូដ។ ពពកម៉ូលេគុលត្រជាក់ ឧស្ម័នអន្តរពពកកម្រ ពពកអ៊ីដ្រូសែនអ៊ីយ៉ុងដែលមានសីតុណ្ហភាពប្រហែល 10 ពាន់ K. (Orion Nebula) និងតំបន់ដ៏ធំនៃឧស្ម័នកម្រ និងក្តៅខ្លាំងដែលមានសីតុណ្ហភាពប្រហែលមួយលាន K ត្រូវបានអង្កេតឃើញដោយកាំរស្មីអ៊ុលត្រាវីយូឡេ មិនដូចនោះទេ។ កាំរស្មីពន្លឺដែលអាចមើលឃើញ ត្រូវបានស្រូបយកឧស្ម័ន ហើយផ្តល់ថាមពលដល់វា។ ដោយសារតែនេះ ផ្កាយក្តៅដែលមានកាំរស្មីអ៊ុលត្រាវីយូឡេតកំដៅឧស្ម័នជុំវិញដល់សីតុណ្ហភាពប្រហែល 10,000 K។ ឧស្ម័នដែលគេឱ្យឈ្មោះថាចាប់ផ្តើមបញ្ចេញពន្លឺដោយខ្លួនវា ហើយយើងសង្កេតឃើញថាវាជាឧស្ម័នដ៏ភ្លឺស្វាង។ ឧស្ម័ន "មើលមិនឃើញ" កាន់តែត្រជាក់ ត្រូវបានគេសង្កេតឃើញដោយវិធីសាស្ត្រតារាសាស្ត្រវិទ្យុ។ អាតូមអ៊ីដ្រូសែននៅក្នុងឧបករណ៍ផ្ទុកកម្របញ្ចេញរលកវិទ្យុនៅចម្ងាយរលកប្រហែល 21 សង់ទីម៉ែត្រ។ ដូច្នេះ ស្ទ្រីមនៃរលកវិទ្យុបន្តផ្សាយបន្តពីតំបន់នៃឧស្ម័នអន្តរតារា។ តាមរយៈការទទួល និងវិភាគវិទ្យុសកម្មនេះ អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រសិក្សាអំពីដង់ស៊ីតេ សីតុណ្ហភាព និងចលនានៃឧស្ម័នអន្តរតារានៅក្នុងលំហខាងក្រៅ។
| មធ្យម interstellar | ||
|---|---|---|
| សមាសធាតុ | ឧស្ម័នអន្តរតារាធូលីអន្តរផ្កាយ ពពក Interstellar កាំរស្មី Cosmic វាលម៉ាញេទិក |  |
| នេប៊ូឡា | សាយភាយ (ពន្លឺ) nebula nebula ងងឹត ការបំភាយ nebula ការឆ្លុះបញ្ចាំង nebula Supernova សំណល់ Planetary nebula Protoplanetary nebula | |
| តំបន់នៃការបង្កើតផ្កាយ | ម៉ូលេគុលពពក Globule តំបន់ H II | |
| ការបង្កើតរង្វង់ផ្កាយ | Accretion disk ថាស Protoplanetary disk Polar jet ស្ទ្រីមវត្ថុ Herbig-Haro | |
| វិទ្យុសកម្ម | ខ្យល់ផ្កាយ CMB | |
មូលនិធិវិគីមេឌា។ ឆ្នាំ ២០១០។
សូមមើលអ្វីដែល "Interstellar gas" មាននៅក្នុងវចនានុក្រមផ្សេងទៀត៖
មេ ធាតុផ្សំនៃមជ្ឈិមផ្កាយដែលបង្កើតបានជាប្រហាក់ប្រហែល។ 99% នៃទំងន់របស់វា។ M. g. បំពេញស្ទើរតែបរិមាណទាំងមូលនៃកាឡាក់ស៊ី។ Naib បានសិក្សា M. g. នៅក្នុង Galaxy ។ M. ត្រូវបានកំណត់លក្ខណៈដោយភាពខុសគ្នាដ៏ធំទូលាយនៃរចនាសម្ព័ន្ធដែលកើតឡើងនៅក្នុងវា រាងកាយ។ លក្ខខណ្ឌនិងលំហូរ ...... សព្វវចនាធិប្បាយរូបវិទ្យា
សមាសធាតុសំខាន់មួយនៃឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ (សូមមើល ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ) ។ មានជាចម្បងនៃអ៊ីដ្រូសែននិងអេលីយ៉ូម; ម៉ាស់សរុបនៃធាតុផ្សេងទៀតគឺតិចជាង 3% ...
សារធាតុដែលបំពេញចន្លោះរវាងផ្កាយនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ី។ រូបធាតុនៅក្នុងចន្លោះរវាងកាឡាក់ស៊ីហៅថា។ intergalactic មធ្យម (សូមមើល ចង្កោមនៃកាឡាក់ស៊ី។ ឧស្ម័នអន្តរកាឡាក់ស៊ី)។ ឧស្ម័ននៅក្នុងសែលជុំវិញផ្កាយ (សំបករាងជារង្វង់) ជាញឹកញាប់ ...... សព្វវចនាធិប្បាយរូបវិទ្យា
ធូលី Interstellar គឺជាភាគល្អិតមីក្រូទស្សន៍រឹង ដែលរួមជាមួយនឹងឧស្ម័នអន្តរតារា បំពេញចន្លោះរវាងផ្កាយ។ បច្ចុប្បន្ននេះគេជឿថាភាគល្អិតធូលីមានស្នូល refractory ហ៊ុំព័ទ្ធដោយ បញ្ហាសរិរាង្គឬសំបកទឹកកក ... ... វិគីភីឌា
ផែនទីនៃពពក interstellar ក្នុងតំបន់ ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ (ISM) គឺជាសារធាតុ និងវាលដែលបំពេញចន្លោះរវាងផ្កាយនៅខាងក្នុងកាឡាក់ស៊ី ... Wikipedia
សារធាតុ Rarefied ឧស្ម័នអន្តរផ្កាយ និងភាគល្អិតធូលីតូចៗដែលបំពេញចន្លោះរវាងផ្កាយនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីរបស់យើង និងកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀត។ នៅក្នុងរចនាសម្ព័ន្ធ M. ទំព័រ។ រួមបញ្ចូល, លើសពីនេះទៀត, កាំរស្មីលោហធាតុ, ដែនម៉ាញេទិកអន្តរតារា (សូមមើល Interstellar ... ... សព្វវចនាធិប្បាយសូវៀតដ៏អស្ចារ្យ
ផែនទីនៃពពក interstellar ក្នុងតំបន់ ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ (ISM) គឺជាបញ្ហា និងវាលដែលបំពេញចន្លោះរវាងផ្កាយនៅខាងក្នុងកាឡាក់ស៊ី។ សមាសភាព៖ ឧស្ម័នអន្តរតារា ធូលី (1% នៃម៉ាស់ឧស្ម័ន) វាលម៉ាញេទិកអន្តរតារា កាំរស្មីលោហធាតុ និងផងដែរ ... ... វិគីភីឌា
ផ្កាយដែលទើបបង្កើតថ្មីជាង 200 នៅក្នុងពពកដែលគេស្គាល់ថា NGC 604 នៅក្នុង Triangulum Galaxy ។ ផ្កាយបញ្ចេញឧស្ម័នដោយថាមពលខ្ពស់ ... វិគីភីឌា
ផែនទីនៃឧស្ម័នអន្តរតារានៅក្នុង Galaxy Interstellar របស់យើងគឺជាឧបករណ៍ផ្ទុកឧស្ម័នដ៏កម្រដែលបំពេញចន្លោះទាំងអស់រវាងផ្កាយ។ ឧស្ម័ន Interstellar មានតម្លាភាព។ ម៉ាស់សរុបនៃឧស្ម័នអន្តរតារានៅក្នុង Galaxy លើសពី 10 ពាន់លានម៉ាស់ព្រះអាទិត្យ ឬ ... ... Wikipedia
ខ្យល់ Stellar គឺជាដំណើរការនៃការហូរចេញនៃរូបធាតុពីផ្កាយទៅក្នុងលំហអន្តរតារា។ ខ្លឹមសារ ១ និយមន័យ ២ ប្រភពថាមពល ... វិគីភីឌា
សូម្បីតែពីខាងលើ ទិដ្ឋភាពទូទៅគេអាចមើលឃើញថាតើរចនាសម្ព័ន្ធរបស់ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយមានភាពស្មុគស្មាញប៉ុណ្ណា។ ចូររាយបញ្ជីសមាសធាតុដែលវាគួរតែមាន។
តំបន់បង្រួមជាមួយ Te លក្ខណៈទាំងនេះត្រូវបានកាន់កាប់ដោយពពក ដែលត្រូវបានសិក្សាដោយខ្សែវិទ្យុម៉ូលេគុលរបស់វា។ ពួកគេត្រូវបានកំណត់លក្ខណៈ ជួរធំទូលាយដង់ស៊ីតេ ភាគច្រើននៃពួកវាត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹងតំបន់នៃការបង្កើតផ្កាយនាពេលថ្មីៗនេះ។ នៅក្នុងតារាង។ 17.2 ខ្ចីពីការពិនិត្យឡើងវិញ បង្ហាញពីតម្លៃនៃដង់ស៊ីតេ ទំហំ កម្រិតនៃអ៊ីយ៉ូដ និងការបែកខ្ចាត់ខ្ចាយល្បឿន root-mean-square លក្ខណៈនៃតំបន់ទាំងនេះ។
បំភាយអ៊ីដ្រូសែនអព្យាក្រឹត។ ភាគច្រើននៃអ្វីដែលត្រូវបានបង្ហាញនៅក្នុងរូបភព។ 17.1 អ៊ីដ្រូសែនអព្យាក្រឹតគឺសាយភាយ ពោលគឺវាមិនចូលទៅក្នុងពពកទេ។ វាច្បាស់ណាស់ថាដង់ស៊ីតេប្រែប្រួលពីចំណុចមួយទៅចំណុចមួយ ប៉ុន្តែជាមធ្យមតម្លៃមួយអាចត្រូវបានប្រើប្រាស់ជាមួយនឹងកម្រិតភាពត្រឹមត្រូវសមរម្យ។ ឧស្ម័នខ្លះអាចក្តៅ ប៉ុន្តែជាការពិតណាស់មិនមែនអ៊ីយ៉ូដទេ។
ឧស្ម័នអ៊ីយ៉ូដ។ តំបន់ដែលជាវត្ថុតារាសាស្ត្រគួរឱ្យចាប់អារម្មណ៍បំផុតមួយនៅក្នុង Galaxy ត្រូវបានទាក់ទងដោយផ្ទាល់ជាមួយតារាវ័យក្មេង ភ្លឺ និងក្តៅនៃថ្នាក់វិសាលគម ហើយពិតជាមិនមែនជាលក្ខណៈធម្មតានៃមជ្ឈដ្ឋានផ្កាយនោះទេ។ វិធីសាស្រ្តជាច្រើនដែលបានពិពណ៌នាខាងលើត្រូវបានប្រើ ការសិក្សាទូលំទូលាយវត្ថុទាំងនេះ។ ជាឧទាហរណ៍នៅក្នុងរូបភព។ 17.3 បង្ហាញលទ្ធផលនៃការសង្កេតប្រភពក្នុងជួរផ្សេងៗគ្នា។ ជាទូទៅវាគឺជាប្រភពនៃការសាយភាយកំដៅ bremsstrahlung ។ នៅកម្រិតភាពច្បាស់ខ្ពស់ តំបន់ដាច់ស្រយាលអាចមើលឃើញ ពួកវាខ្លះមានរចនាសម្ព័ន្ធសែល ដែលមានន័យថាពួកវាកើតឡើងដោយសារការផ្ទុះឡើងនាពេលថ្មីៗនេះ។
(ចុចដើម្បីមើលការស្កេន)
(សូមមើលការស្កេន)
ការបង្កើតផ្កាយ។ សូម្បីតែបង្រួមកាន់តែច្រើនគឺជាតំបន់ដែលជាប់ទាក់ទងនឹងថាមពល ប្រភពអ៊ីនហ្វ្រារ៉េដ. ទីបំផុត វិមាត្រតូចបំផុត។មានប្រភពនៃវិទ្យុសកម្ម maser នៅលើម៉ូលេគុល ហើយប៉ារ៉ាម៉ែត្ររូបវន្តដែលត្រូវគ្នាត្រូវបានបង្ហាញនៅក្នុងរូបភព។ ១៧.៣.
វាក៏មានធាតុផ្សំអ៊ីយ៉ូដនៃឧស្ម័នអន្តរតារាផងដែរ។ ដង់ស៊ីតេរបស់វាត្រូវបានកំណត់យ៉ាងល្អបំផុតពីវិធានការនៃការបែកខ្ញែក pulsar ។ តម្លៃដែលបានរកឃើញនៅក្នុងវិធីនេះមានខ្ចាត់ខ្ចាយដ៏ធំមួយដែលមិនគួរឱ្យភ្ញាក់ផ្អើលចាប់តាំងពី លក្ខខណ្ឌរាងកាយនៅក្នុងមធ្យម interstellar ប្រែប្រួលយ៉ាងទូលំទូលាយ។ តម្លៃមធ្យមសមហេតុផលសម្រាប់ដង់ស៊ីតេនៃឧស្ម័នអន្តរតារាគឺ
ដំណាក់កាលក្តៅ Te ការសង្កេតនៃធាតុអ៊ីយ៉ូដខ្ពស់ ជាឧទាហរណ៍បង្ហាញថា ដំណាក់កាលក្តៅខ្លាំងត្រូវតែមានវត្តមាននៅក្នុងឧស្ម័នអន្តរតារា។ គួរកត់សម្គាល់ថាសីតុណ្ហភាពរបស់វាមិនខុសគ្នាច្រើនពីសីតុណ្ហភាពនៃសំណល់ supernova ចាស់នោះទេ។ ដូចដែលអាចបង្ហាញបាន ផ្នែកសំខាន់នៃឧស្ម័នអន្តរផ្កាយត្រូវបានកំដៅជានិច្ចដោយរលកឆក់ដែលកើតឡើងនៅព្រំដែននៃសំណល់ supernova ចាស់។ នេះផ្តល់នូវការពន្យល់ដ៏ទាក់ទាញសម្រាប់ដំណាក់កាលក្តៅ។
វាច្បាស់ណាស់ថារចនាសម្ព័ន្ធរបស់ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយគឺស្មុគស្មាញណាស់។ ទោះយ៉ាងណាក៏ដោយវាមានប្រយោជន៍ក្នុងការមានគំរូសាមញ្ញសម្រាប់ការគណនា។ តំបន់ត្រូវបានប្រមូលផ្តុំនៅជិតយន្តហោះរបស់ Galaxy ។ កម្រាស់ពាក់កណ្តាលនៃស្រទាប់អ៊ីដ្រូសែនអព្យាក្រឹត (ពោលគឺចម្ងាយរវាងកម្រិតដង់ស៊ីតេពាក់កណ្តាល) គឺប្រហែល ម៉្យាងវិញទៀតការវិនិច្ឆ័យដោយរង្វាស់រង្វិល bremsstrahlung នៅប្រេកង់ទាប និងវិធានការនៃការបែកខ្ចាត់ខ្ចាយ pulsar ពាក់កណ្តាល។ កម្រាស់នៃស្រទាប់គឺធំជាងនេះទៅទៀត អំពីភាពត្រឹមត្រូវនៃតម្លៃទាំងនេះមានកម្រិតទាប ប៉ុន្តែពួកគេផ្តល់ភាពត្រឹមត្រូវតាមលំដាប់លំដោយតំណាងឱ្យការចែកចាយសមាសធាតុផ្សេងៗនៃថាសឧស្ម័នរបស់ Galaxy ។ តម្លៃទាំងនេះសំដៅទៅលើតំបន់ជុំវិញនៃព្រះអាទិត្យ។ ខិតទៅជិតកណ្តាលនៃ Galaxy ស្ថានភាពផ្លាស់ប្តូរយ៉ាងខ្លាំង ហើយនៅក្នុងរង្វង់មួយពីចំណុចកណ្តាល អ៊ីដ្រូសែនភាគច្រើនស្ថិតនៅក្នុងស្ថានភាពម៉ូលេគុល។
ជាចុងក្រោយ យើងមិនបានព្យាយាមស្វែងយល់អំពីយន្តការនៃការឡើងកំដៅ និងអ៊ីយ៉ូដនៃឧស្ម័នអន្តរតារាទេ។ ពួកគេជាច្រើនត្រូវបានរៀបរាប់លម្អិត។ ក្នុងចំណោមពួកគេ៖ ការឡើងកំដៅ និងអ៊ីយ៉ូដដោយកាំរស្មីលោហធាតុ ពោលគឺការបាត់បង់អ៊ីយ៉ូដ ដែលត្រូវបានពិភាក្សាលម្អិតនៅក្នុងជំពូក។ ២; កំដៅកំឡុងពេលបុកពពក; កំដៅដោយកាំរស្មីអ៊ុលត្រាវីយូឡេរឹងនិងកាំរស្មីអ៊ិចទន់; កំដៅកំឡុងពេលផ្ទុះ supernova ។ ដោយគុណធម៌ ពូជដ៏អស្ចារ្យរចនាសម្ព័ន្ធនៅក្នុងឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ វានឹងគួរឱ្យភ្ញាក់ផ្អើលប្រសិនបើសម្រាប់យន្តការនីមួយៗដែលបានរាយបញ្ជីនឹងមិនមានចំណុចណាមួយនៅក្នុង Galaxy ដែលវាមាន។
យន្តការនៃកំដៅ supernova ផ្តល់នូវការពន្យល់ដ៏គួរឱ្យទាក់ទាញសម្រាប់អត្ថិភាពនៃដំណាក់កាលក្តៅខ្លាំង គ។ ក្រដាសដើមដោយ Cox and Smith បានណែនាំថាការឡើងកំដៅបន្ថែមទៀតអាចមកពីការប៉ះទង្គិចនៃសំណល់ supernova ចាស់។ យោងទៅតាមអ្នកនិពន្ធទាំងនេះ ចំនុចប្រសព្វនៃសំបកចាស់ និងការឡើងកំដៅរបស់វាកំឡុងពេលបុកគ្នានាំទៅដល់ការបង្កើតបណ្តាញឧស្ម័នក្តៅដែលជ្រាបចូលទៅក្នុងថាសរបស់ Galaxy ។
ផ្ញើការងារល្អរបស់អ្នកនៅក្នុងមូលដ្ឋានចំណេះដឹងគឺសាមញ្ញ។ ប្រើទម្រង់ខាងក្រោម
សិស្ស និស្សិត និស្សិតបញ្ចប់ការសិក្សា អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រវ័យក្មេង ដែលប្រើប្រាស់មូលដ្ឋានចំណេះដឹងក្នុងការសិក្សា និងការងាររបស់ពួកគេ នឹងដឹងគុណយ៉ាងជ្រាលជ្រៅចំពោះអ្នក។
បង្ហោះនៅលើ http://www.allbest.ru/
ថវិកាក្រុង វិទ្យាស្ថានអប់រំទូទៅ LYCEUM លេខ 11 នៃទីក្រុង CHELYABINSK
អរូបី
នប៉ុន្តែប្រធានបទ:
“ ស្មុគ្រស្មាញឧស្ម័ននិងធូលី. មធ្យម interstellar»
សម្តែង៖
សិស្សថ្នាក់ទី ១១
Kiseleva Polina Olegovna
បានពិនិត្យ៖
Lykasova Alevtina Pavlovna
Chelyabinsk ឆ្នាំ 2015
អូក្បាល
សេចក្តីផ្តើម
1. ប្រវត្តិនៃការស្រាវជ្រាវ ISM
2. សមាសធាតុសំខាន់នៃ ISM
2.1 ឧស្ម័នអន្តរតារា
2.2 ធូលី Interstellar
2.3 ពពក Interstellar
2.4 កាំរស្មីលោហធាតុ
2.5 ដែនម៉ាញេទិកអន្តរតារា
3. លក្ខណៈរូបវន្តរបស់ ISM
4. នេប៊ូឡា
4.1 nebula សាយភាយ (ភ្លឺ)
៤.២ នេប៊ូឡាងងឹត
5. វិទ្យុសកម្ម
6. ការវិវត្តន៍នៃអន្តរតារា
សេចក្តីសន្និដ្ឋាន
បញ្ជីប្រភព
ការណែនាំ
សកលលោកដែលជាស្នូលរបស់វាគឺស្ទើរតែ ទំហំទទេ. វាគ្រាន់តែជាការប្រៀបធៀបនាពេលថ្មីៗនេះប៉ុណ្ណោះ ដែលវាអាចបង្ហាញថាផ្កាយមិនមាននៅក្នុងភាពទទេរទាំងស្រុងនោះទេ ហើយថាលំហខាងក្រៅមិនមានតម្លាភាពទាំងស្រុងនោះទេ។ ផ្កាយកាន់កាប់តែផ្នែកតូចមួយនៃសកលលោកដ៏ធំ។ រូបធាតុ និងវាលដែលបំពេញចន្លោះរវាងផ្កាយនៅខាងក្នុងកាឡាក់ស៊ីត្រូវបានគេហៅថា ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ (ISM) ។ ធម្មជាតិនៃឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយបានទាក់ទាញចំណាប់អារម្មណ៍របស់តារាវិទូ និងអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រជាច្រើនសតវត្សមកហើយ។ ពាក្យ "ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ" ត្រូវបានប្រើប្រាស់ជាលើកដំបូងដោយ F. Bacon ក្នុងឆ្នាំ 1626 ។
1. ប្រវត្តិនៃការស្រាវជ្រាវMZS
ត្រលប់ទៅពាក់កណ្តាលសតវត្សទី 19 ។ តារាវិទូរុស្ស៊ី V. Struveព្យាយាម វិធីសាស្រ្តវិទ្យាសាស្ត្រដើម្បីស្វែងរកភស្តុតាងដែលមិនអាចប្រកែកបានថាលំហមិនទទេ ហើយពន្លឺពីផ្កាយឆ្ងាយៗកំពុងត្រូវបានស្រូបចូលក្នុងវា ប៉ុន្តែគ្មានប្រយោជន៍អ្វីឡើយ។ ឧស្ម័នពពកមធ្យមអន្តរតារា
ក្រោយមកទៀត តារារូបវិទ្យាអាឡឺម៉ង់ F. Hartmanបានធ្វើការសិក្សាលើវិសាលគមនៃ Delta Orion និងសិក្សាពីចលនាគន្លងរបស់ដៃគូនៃប្រព័ន្ធ Delta Orion និងពន្លឺដែលមកពីផ្កាយ។ ដោយដឹងថា ពន្លឺមួយចំនួនត្រូវបានស្រូបមកផែនដី លោក Hartmann បានសរសេរថា "បន្ទាត់ស្រូបយកជាតិកាល់ស្យូមគឺខ្សោយណាស់" ហើយផងដែរថា "វាហាក់ដូចជាគួរឱ្យភ្ញាក់ផ្អើលដែលខ្សែកាល់ស្យូមនៅចម្ងាយរលក 393.4 nanometers ធ្វើ។ មិនផ្លាស់ទីក្នុងភាពខុសគ្នាតាមកាលកំណត់នៃវិសាលគមបន្ទាត់ ដែលមានវត្តមាននៅក្នុង spectroscopic ផ្កាយពីរអូ "។ ធម្មជាតិស្ថានីនៃខ្សែទាំងនេះបានអនុញ្ញាតឱ្យ Hartmann ផ្តល់យោបល់ថាឧស្ម័នដែលទទួលខុសត្រូវចំពោះការស្រូបយកមិនមានវត្តមាននៅក្នុងបរិយាកាសនៃតំបន់ Delta Orion ប៉ុន្តែផ្ទុយទៅវិញ ស្ថិតនៅខាងក្រៅផ្កាយ ហើយស្ថិតនៅចន្លោះផ្កាយនិងអ្នកសង្កេតការណ៍។ ការសិក្សានេះគឺជាការចាប់ផ្តើមនៃការសិក្សាអំពីឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ។
ការសិក្សាដែលពឹងផ្អែកខ្លាំងលើរូបធាតុអន្តរតារាបានធ្វើឱ្យវាអាចទៅរួច W. Pickeringនៅឆ្នាំ 1912 ដើម្បីបញ្ជាក់ថា "ឧបករណ៍ស្រូបយកផ្កាយដែលដូចដែលបានបង្ហាញ ប្រធានក្រុមស្រូបបានតែនៅរយៈទទឹងខ្លះប៉ុណ្ណោះ អាចបង្ហាញពីវត្តមានរបស់ឧស្ម័ន និងម៉ូលេគុលឧស្ម័នដែលត្រូវបានបញ្ចេញដោយព្រះអាទិត្យ និងផ្កាយ។
ក្នុងឆ្នាំដដែល 1912 អេ.ហេសបានរកឃើញកាំរស្មីលោហធាតុ ភាគល្អិតដែលមានថាមពលខ្លាំង ដែលទម្លាក់ផែនដីពីលំហ។ នេះអនុញ្ញាតឱ្យអ្នកស្រាវជ្រាវមួយចំនួនបញ្ជាក់ថាពួកគេក៏បំពេញឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយផងដែរ។
បន្ទាប់ពីការស្រាវជ្រាវរបស់ Hartmann ក្នុងឆ្នាំ 1919 ។ អេហ្គើរខណៈពេលដែលកំពុងសិក្សាបន្ទាត់ស្រូបយកនៅចម្ងាយរលកនៃ 589.0 និង 589.6 nanometers នៅក្នុងប្រព័ន្ធ Delta Orion និង Beta Scorpio គាត់បានរកឃើញសូដ្យូមនៅក្នុងឧបករណ៍ផ្ទុកអន្តរតារា។
វត្តមានរបស់ឧបករណ៍ផ្ទុកកម្រដែលស្រូបយកបានត្រូវបានបង្ហាញយ៉ាងជឿជាក់តិចជាងមួយរយឆ្នាំមុន នៅពាក់កណ្តាលទីមួយនៃសតវត្សទី 20 ដោយប្រៀបធៀបលក្ខណៈសម្បត្តិដែលបានសង្កេតឃើញនៃចង្កោមផ្កាយឆ្ងាយនៅចម្ងាយខុសៗគ្នាពីយើង។ វាត្រូវបានធ្វើដោយឯករាជ្យដោយតារាវិទូជនជាតិអាមេរិក លោក Robert Trumpler(១៨៩៦-១៩៥៦) និងតារាវិទូសូវៀត B.A.Vorontsov-Velyaminov(1904-1994) ។ ផ្ទុយទៅវិញ នេះជារបៀបដែលធាតុផ្សំមួយរបស់ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយត្រូវបានរកឃើញ - ធូលីល្អ ដោយសារតែឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយមិនមានតម្លាភាពទាំងស្រុង ជាពិសេសនៅក្នុងទិសដៅជិតនឹងទិសដៅទៅ មីលគីវ៉េ. វត្តមានរបស់ធូលីមានន័យថា ទាំងពន្លឺជាក់ស្តែង និងពណ៌នៃផ្កាយឆ្ងាយៗត្រូវបានបង្ខូចទ្រង់ទ្រាយ ហើយដើម្បីសម្គាល់ពួកវា។ តម្លៃពិតយើងត្រូវការគណនេយ្យស្មុគ្រស្មាញ។ ដូច្នេះហើយ ធូលីត្រូវបានក្រុមតារាវិទូយល់ថា ជាឧបសគ្គអកុសល រំខានដល់ការសិក្សាវត្ថុឆ្ងាយៗ។ ប៉ុន្តែនៅពេលជាមួយគ្នានោះ ការចាប់អារម្មណ៍បានកើតឡើងក្នុងការសិក្សាអំពីធូលីដីជាឧបករណ៍ផ្ទុករាងកាយ - អ្នកវិទ្យាសាស្ត្របានចាប់ផ្តើមរកឱ្យឃើញពីរបៀបដែលគ្រាប់ធូលីកើតឡើង និងដួលរលំ តើធូលីមានប្រតិកម្មយ៉ាងណាចំពោះវិទ្យុសកម្ម និងតួនាទីរបស់ធូលីនៅក្នុងការបង្កើតផ្កាយ។
ជាមួយនឹងការអភិវឌ្ឍន៍នៃវិទ្យុតារាសាស្ត្រនៅពាក់កណ្តាលទីពីរនៃសតវត្សទី 20 ។ វាអាចសិក្សាពីឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ តាមរយៈការបំភាយវិទ្យុរបស់វា។ ជាលទ្ធផលនៃការស្វែងរកដែលមានគោលបំណង វិទ្យុសកម្មនៃអាតូមអ៊ីដ្រូសែនអព្យាក្រឹតត្រូវបានរកឃើញនៅក្នុងលំហអន្តរតារានៅប្រេកង់ 1420 MHz (ដែលត្រូវនឹងរលកប្រវែង 21 សង់ទីម៉ែត្រ)។ វិទ្យុសកម្មនៅប្រេកង់នេះ (ឬដូចដែលពួកគេនិយាយនៅក្នុងខ្សែវិទ្យុ) ត្រូវបានព្យាករណ៍ដោយតារាវិទូហូឡង់។ Hendrik van de Hulstនៅឆ្នាំ 1944 នៅលើមូលដ្ឋាន មេកានិចកង់ទិចហើយវាត្រូវបានរកឃើញនៅឆ្នាំ 1951 បន្ទាប់ពីការគណនានៃអាំងតង់ស៊ីតេដែលរំពឹងទុករបស់វាដោយអ្នករូបវិទ្យាសូវៀត។ I.S. Shklovsky. Shklovsky ក៏បានចង្អុលបង្ហាញពីលទ្ធភាពនៃការសង្កេតមើលវិទ្យុសកម្មផងដែរ។ ម៉ូលេគុលផ្សេងៗនៅក្នុងជួរវិទ្យុ ដែលជាការពិត ត្រូវបានគេរកឃើញនៅពេលក្រោយ។ ម៉ាស់នៃឧស្ម័នអន្តរផ្កាយ រួមមាន អាតូមអព្យាក្រឹតនិងឧស្ម័នម៉ូលេគុលត្រជាក់ខ្លាំង ប្រែទៅជាប្រហែលមួយរយដងធំជាងម៉ាស់នៃធូលីកម្រ។ ប៉ុន្តែឧស្ម័នមានតម្លាភាពទាំងស្រុងចំពោះពន្លឺដែលអាចមើលឃើញ ដូច្នេះវាមិនអាចត្រូវបានរកឃើញដោយវិធីដូចគ្នាដែលធូលីត្រូវបានរកឃើញនោះទេ។
ជាមួយនឹងការមកដល់នៃតេឡេស្កុបកាំរស្មីអ៊ិចត្រូវបានតំឡើង កន្លែងសង្កេតលំហមួយទៀតជាសមាសធាតុក្តៅបំផុតនៃឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយត្រូវបានគេរកឃើញគឺឧស្ម័នកម្រមួយដែលមានសីតុណ្ហភាពរាប់លាននិងរាប់សិបលានដឺក្រេ។ វាមិនអាចទៅរួចទេក្នុងការ "មើលឃើញ" ឧស្ម័ននេះ ដោយការសង្កេតតាមខ្សែអុបទិក ឬវិទ្យុ - ឧបករណ៍ផ្ទុកគឺកម្រនិងអ៊ីយ៉ូដទាំងស្រុង ប៉ុន្តែទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ វាបំពេញនូវប្រភាគសំខាន់នៃបរិមាណនៃ Galaxy ទាំងមូលរបស់យើង។
ការអភិវឌ្ឍន៍យ៉ាងឆាប់រហ័សនៃរូបវិទ្យាតារាសាស្ត្រ ដែលសិក្សាពីអន្តរកម្មនៃរូបធាតុ និងវិទ្យុសកម្មក្នុងលំហអាកាស ក៏ដូចជាការលេចចេញនូវលទ្ធភាពសង្កេតថ្មី បានធ្វើឱ្យវាអាចសិក្សាបានលម្អិត។ ដំណើរការរាងកាយនៅក្នុងបរិយាកាសអន្តរតារា។ ទាំងមូល ទិសដៅវិទ្យាសាស្ត្រ - ថាមវន្តឧស្ម័នអវកាសនិង អេឡិចត្រូឌីណាមិកអវកាសដែលសិក្សាពីលក្ខណៈសម្បត្តិរបស់ប្រព័ន្ធផ្សព្វផ្សាយអវកាសកម្រ។ តារាវិទូបានរៀនដើម្បីកំណត់ចម្ងាយទៅពពកឧស្ម័ន ដើម្បីវាស់សីតុណ្ហភាព ដង់ស៊ីតេ និងសម្ពាធនៃឧស្ម័ន សមាសធាតុគីមីរបស់វា ដើម្បីប៉ាន់ស្មានល្បឿននៃចលនារបស់រូបធាតុ។ នៅពាក់កណ្តាលទីពីរនៃសតវត្សទី 20 បានបង្ហាញរូបភាពដ៏ស្មុគស្មាញមួយនៃការចែកចាយលំហរបស់ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ និងអន្តរកម្មរបស់វាជាមួយផ្កាយ។ វាបានប្រែក្លាយថាលទ្ធភាពនៃកំណើតនៃផ្កាយគឺអាស្រ័យលើដង់ស៊ីតេនិងបរិមាណនៃឧស្ម័នអន្តរផ្កាយនិងធូលីហើយផ្កាយ (ជាដំបូងនៃការទាំងអស់ដ៏ធំបំផុតនៃពួកគេ) នៅក្នុងវេនផ្លាស់ប្តូរលក្ខណៈសម្បត្តិនៃមធ្យម interstellar ជុំវិញ - ពួកគេកំដៅវា, គាំទ្រចលនាថេរនៃឧស្ម័ន, បំពេញឧបករណ៍ផ្ទុកដោយសារធាតុរបស់ពួកគេផ្លាស់ប្តូរសមាសធាតុគីមីរបស់វា។
2. សមាសធាតុចម្បងនៃ MLT
ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយរួមមានឧស្ម័នអន្តរតារា ធូលី (1% នៃម៉ាស់ឧស្ម័ន) វាលម៉ាញេទិកអន្តរផ្កាយ ពពកអន្តរតារា កាំរស្មីលោហធាតុ និង បញ្ហាងងឹត. សមាសធាតុគីមីរបស់ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ គឺជាផលិតផលនៃ nucleosynthesis បឋម និងការលាយនុយក្លេអ៊ែរនៅក្នុងផ្កាយ។
2 .1 ឧស្ម័នអន្តរតារា
ឧស្ម័ន Interstellar គឺជាឧបករណ៍ផ្ទុកឧស្ម័នដ៏កម្រដែលបំពេញចន្លោះទាំងអស់រវាងផ្កាយ។ ឧស្ម័ន Interstellar មានតម្លាភាព។ ម៉ាស់សរុបនៃឧស្ម័នអន្តរតារានៅក្នុង Galaxy លើសពី 10 ពាន់លានម៉ាស់ព្រះអាទិត្យ ឬពីរបីភាគរយនៃម៉ាស់សរុបនៃផ្កាយទាំងអស់នៅក្នុង Galaxy របស់យើង។ កំហាប់មធ្យមនៃអាតូមឧស្ម័នអន្តរតារាគឺតិចជាង 1 អាតូមក្នុងមួយសង់ទីម៉ែត្រ 3 ។ ដង់ស៊ីតេមធ្យមនៃឧស្ម័នគឺប្រហែល 10-21 គីឡូក្រាម / ម 3 ។ សមាសធាតុគីមីគឺប្រហាក់ប្រហែលនឹងផ្កាយភាគច្រើនដែរ៖ វាមានអ៊ីដ្រូសែន និងអេលីយ៉ូម ជាមួយនឹងការលាយបញ្ចូលគ្នាតូចមួយនៃធាតុធ្ងន់ជាង។ អាស្រ័យលើសីតុណ្ហភាព និងដង់ស៊ីតេ ឧស្ម័នអន្តរតារាគឺស្ថិតនៅក្នុងរដ្ឋម៉ូលេគុល អាតូមិច ឬអ៊ីយ៉ូដ។ កាំរស្មីអ៊ុលត្រាវីយូឡេមិនដូចកាំរស្មីពន្លឺដែលអាចមើលឃើញត្រូវបានស្រូបយកដោយឧស្ម័នហើយផ្តល់ឱ្យវានូវថាមពលរបស់វា។ ដោយសារតែនេះ ផ្កាយក្តៅដែលមានកាំរស្មីអ៊ុលត្រាវីយូឡេតកំដៅឧស្ម័នជុំវិញដល់សីតុណ្ហភាពប្រហែល 10,000 K។ ឧស្ម័នដែលគេឱ្យឈ្មោះថាចាប់ផ្តើមបញ្ចេញពន្លឺដោយខ្លួនវា ហើយយើងសង្កេតឃើញថាវាជាឧស្ម័នដ៏ភ្លឺស្វាង។ ឧស្ម័ន "មើលមិនឃើញ" ដែលត្រជាក់ជាងនេះ ត្រូវបានអង្កេតដោយវិធីសាស្ត្រតារាសាស្ត្រតាមវិទ្យុ។ អាតូមអ៊ីដ្រូសែននៅក្នុងឧបករណ៍ផ្ទុកកម្របញ្ចេញរលកវិទ្យុនៅចម្ងាយរលកប្រហែល 21 សង់ទីម៉ែត្រ។ ដូច្នេះ ស្ទ្រីមនៃរលកវិទ្យុបន្តផ្សាយបន្តពីតំបន់នៃឧស្ម័នអន្តរតារា។ តាមរយៈការទទួល និងវិភាគវិទ្យុសកម្មនេះ អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រសិក្សាអំពីដង់ស៊ីតេ សីតុណ្ហភាព និងចលនានៃឧស្ម័នអន្តរតារានៅក្នុងលំហខាងក្រៅ។
2 .2 ធូលី Interstellar
ធូលី Interstellar គឺជាភាគល្អិតមីក្រូទស្សន៍រឹង ដែលរួមជាមួយនឹងឧស្ម័នអន្តរតារា បំពេញចន្លោះរវាងផ្កាយ។ បច្ចុប្បន្ននេះគេជឿថាភាគល្អិតធូលីមានស្នូល refractory ហ៊ុំព័ទ្ធដោយសារធាតុសរីរាង្គ ឬសំបកទឹកកក។ សមាសធាតុគីមីនៃស្នូលត្រូវបានកំណត់ដោយបរិយាកាសដែលផ្កាយពួកវាប្រមូលផ្តុំ។ ឧទាហរណ៍ក្នុងករណីផ្កាយកាបូន ពួកវានឹងត្រូវបានផ្សំឡើងដោយក្រាហ្វិច និងស៊ីលីកុនកាបូន។
ទំហំភាគល្អិតធម្មតានៃធូលី interstellar គឺពី 0.01 ទៅ 0.2 microns ម៉ាស់សរុបនៃធូលីគឺប្រហែល 1% នៃម៉ាស់ឧស្ម័នសរុប។ Starlight កំដៅធូលីអន្តរតារារហូតដល់រាប់សិប K ដោយសារតែការដែលធូលី interstellar គឺជាប្រភពនៃវិទ្យុសកម្មអ៊ីនហ្វ្រារ៉េដរលកវែង។
ធូលីក៏ជះឥទ្ធិពលដល់ដំណើរការគីមីដែលកើតឡើងនៅក្នុងឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ៖ គ្រាប់ធូលីមានផ្ទុកនូវធាតុធ្ងន់ៗដែលត្រូវបានប្រើជាកាតាលីករក្នុងផ្សេងៗ។ ដំណើរការគីមី. គ្រាប់ធូលីក៏ចូលរួមក្នុងការបង្កើតម៉ូលេគុលអ៊ីដ្រូសែន ដែលបង្កើនអត្រានៃការបង្កើតផ្កាយនៅក្នុងពពកដែលខ្សោយលោហៈ។
2 .3 ពពកអន្តរតារា
ពពកអន្តរតារា គឺជាឈ្មោះទូទៅសម្រាប់ការប្រមូលផ្តុំឧស្ម័ន ប្លាស្មា និងធូលីនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីរបស់យើង និងកាឡាក់ស៊ីដទៃទៀត។ ម្យ៉ាងវិញទៀត ពពកអន្តរតារាមានច្រើនជាងនេះ។ ដង់សុីតេខ្ពស់, របៀប ដង់ស៊ីតេមធ្យមមធ្យម interstellar ។ អាស្រ័យលើដង់ស៊ីតេ ទំហំ និងសីតុណ្ហភាពនៃពពកដែលបានផ្តល់ឱ្យ អ៊ីដ្រូសែននៅក្នុងវាអាចមានអព្យាក្រឹត អ៊ីយ៉ូដ (នោះគឺក្នុងទម្រង់ប្លាស្មា) ឬម៉ូលេគុល។ ពពកអព្យាក្រឹត និងអ៊ីយ៉ូដ ជួនកាលត្រូវបានគេហៅថា ពពកសាយភាយ ចំណែកពពកម៉ូលេគុលត្រូវបានគេហៅថា ពពកក្រាស់។
ការវិភាគលើសមាសភាពនៃពពកអន្តរតារា គឺធ្វើឡើងដោយសិក្សាពីវិទ្យុសកម្មអេឡិចត្រូម៉ាញ៉េទិចរបស់វា ដោយប្រើតេឡេស្កុបវិទ្យុធំៗ។ តាមរយៈការពិនិត្យមើលវិសាលគមនៃការបំភាយនៃពពកអន្តរតារា ហើយប្រៀបធៀបវាជាមួយនឹងវិសាលគមនៃធាតុគីមីជាក់លាក់ នោះគេអាចកំណត់សមាសធាតុគីមីនៃពពកបាន។
ជាធម្មតាប្រហែល 70% នៃម៉ាសនៃពពក interstellar គឺអ៊ីដ្រូសែន ហើយនៅសល់ភាគច្រើនជាអេលីយ៉ូម។ ពពកក៏មានដាននៃធាតុធ្ងន់ផងដែរ៖ លោហៈដូចជាកាល់ស្យូម អព្យាក្រឹត ឬក្នុងទម្រង់ Ca+ (90%) និង Ca++ (9%) cations និង សមាសធាតុអសរីរាង្គដូចជាទឹក កាបូនម៉ូណូអុកស៊ីត អ៊ីដ្រូសែនស៊ុលហ្វីត អាម៉ូញាក់ និងអ៊ីដ្រូសែនស៊ីយ៉ានត។
2 .៤ កាំរស្មីលោហធាតុ
កាំរស្មីលោហធាតុគឺជាភាគល្អិតបឋម និងស្នូលអាតូមដែលធ្វើចលនាជាមួយនឹងថាមពលខ្ពស់នៅក្នុងលំហខាងក្រៅ។ ការផ្ទុះគឺជាប្រភពចម្បងរបស់ពួកគេ (ប៉ុន្តែមិនមែនតែមួយទេ) ។ supernovae.
កាំរស្មី Extragalactic និង galactic ជាធម្មតាត្រូវបានគេហៅថាបឋម។ វាជាទម្លាប់ក្នុងការហៅលំហូរបន្ទាប់បន្សំនៃភាគល្អិតដែលឆ្លងកាត់ និងបំប្លែងនៅក្នុងបរិយាកាសរបស់ផែនដី។
កាំរស្មីលោហធាតុ គឺជាធាតុផ្សំនៃវិទ្យុសកម្មធម្មជាតិ (វិទ្យុសកម្មផ្ទៃខាងក្រោយ) លើផ្ទៃផែនដី និងក្នុងបរិយាកាស។
វិសាលគមគីមីនៃកាំរស្មីលោហធាតុទាក់ទងនឹងថាមពលក្នុងមួយស្នូលមានច្រើនជាង 94% នៃប្រូតុង 4% ទៀតនៃស្នូលអេលីយ៉ូម (ភាគល្អិតអាល់ហ្វា) ។ វាក៏មានស្នូលនៃធាតុផ្សេងទៀតដែរ ប៉ុន្តែចំណែករបស់ពួកគេគឺតូចជាងច្រើន។
បើនិយាយពីចំនួនភាគល្អិត កាំរស្មីលោហធាតុមានប្រូតុង 90 ភាគរយ នុយក្លេអ៊ែអេលីយ៉ូម 7 ភាគរយ ធាតុធ្ងន់ប្រហែល 1 ភាគរយ និងអេឡិចត្រុងប្រហែល 1 ភាគរយ។
2 .៥ ដែនម៉ាញេទិកអន្តរតារា
ភាគល្អិតផ្លាស់ទីក្នុងដែនម៉ាញេទិកខ្សោយនៃលំហអន្តរតារា ដែលជាការបញ្ឆេះដែលតិចជាងដែនម៉ាញេទិចរបស់ផែនដីប្រហែលមួយសែនដង។ ដែនម៉ាញេទិកអន្តរតារា ដែលធ្វើសកម្មភាពលើភាគល្អិតដែលមានបន្ទុកដោយកម្លាំងដែលអាស្រ័យលើថាមពលរបស់វា "បំភាន់" នូវគន្លងនៃភាគល្អិត ហើយពួកវាបន្តផ្លាស់ប្តូរទិសដៅនៃចលនារបស់ពួកគេនៅក្នុង Galaxy ។ ភាគល្អិតដែលត្រូវបានគេចោទប្រកាន់ដែលហោះក្នុងដែនម៉ាញេទិករវាងផ្កាយខុសពីគន្លងត្រង់ក្រោមឥទ្ធិពលនៃកម្លាំង Lorentz។ គន្លងរបស់ពួកគេហាក់ដូចជា "ខ្យល់" នៅលើបន្ទាត់នៃចរន្តម៉ាញ៉េទិច។
3. លក្ខណៈរូបវន្តរបស់ ISM
· កង្វះលំនឹងទែរម៉ូឌីណាមិកក្នុងស្រុក(LTR)- ជាមួយស្ថានភាពនៃប្រព័ន្ធដែលបរិមាណម៉ាក្រូស្កូបនៃប្រព័ន្ធនេះ (សីតុណ្ហភាព សម្ពាធ បរិមាណ អេនត្រូពី) នៅតែមិនផ្លាស់ប្តូរនៅក្នុងពេលវេលាក្រោមលក្ខខណ្ឌនៃភាពឯកោពីបរិស្ថាន។
· អស្ថិរភាពកម្ដៅ
លក្ខខណ្ឌ លំនឹងកម្ដៅប្រហែលជាមិនត្រូវបានអនុវត្តទាល់តែសោះ។ មានវាលម៉ាញេទិកដែលទប់ទល់នឹងការបង្ហាប់ លុះត្រាតែវាកើតឡើងតាមបន្ទាត់វាល។ ទីពីរ ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយគឺនៅក្នុងចលនាថេរ ហើយលក្ខណៈសម្បត្តិក្នុងតំបន់របស់វាកំពុងផ្លាស់ប្តូរឥតឈប់ឈរ ប្រភពថាមពលថ្មីលេចឡើងនៅក្នុងវា ហើយវត្ថុចាស់បាត់។ ទីបី បន្ថែមពីលើអស្ថិរភាពនៃទែរម៉ូឌីណាមិក វាមានទំនាញ និងម៉ាញេតូអ៊ីដ្រូឌីណាមិក។ ហើយនេះគឺដោយមិនគិតពីប្រភេទនៃ cataclysms ក្នុងទម្រង់នៃការផ្ទុះ supernova ឥទ្ធិពលជំនោរឆ្លងកាត់ក្នុងសង្កាត់នៃកាឡាក់ស៊ី ឬការឆ្លងកាត់ឧស្ម័នដោយខ្លួនឯងតាមរយៈសាខាវង់នៃ Galaxy ។
· បន្ទាត់ហាមឃាត់ និងបន្ទាត់ 21cm
លក្ខណៈពិសេសប្លែកមួយរបស់ឧបករណ៍ផ្ទុកអុបទិកស្តើងគឺវិទ្យុសកម្មនៅក្នុង បន្ទាត់ហាមឃាត់. បន្ទាត់ហាមឃាត់ត្រូវបានគេហៅថា បន្ទាត់ដែលត្រូវបានហាមឃាត់ដោយច្បាប់ជ្រើសរើស ពោលគឺពួកគេមកពីកម្រិតដែលអាចបំប្លែងបាន (លំនឹងដែលមានស្ថិរភាព)។ ពេលវេលាលក្ខណៈអាយុកាលរបស់អេឡិចត្រុងនៅកម្រិតនេះគឺពី s ទៅច្រើនថ្ងៃ។ នៅកំហាប់ខ្ពស់នៃភាគល្អិតការប៉ះទង្គិចរបស់ពួកគេដកចេញនូវភាពរំភើបហើយបន្ទាត់មិនត្រូវបានគេសង្កេតឃើញដោយសារតែភាពទន់ខ្សោយខ្លាំង។ នៅ និងដង់ស៊ីតេទាប អាំងតង់ស៊ីតេបន្ទាត់មិនអាស្រ័យលើប្រូបាប៊ីលីតេនៃការផ្លាស់ប្តូរទេ ដោយសារប្រូបាប៊ីលីតេទាបត្រូវបានផ្តល់សំណងដោយអាតូមមួយចំនួនធំនៅក្នុងស្ថានភាពដែលអាចបំប្លែងបាន។ ប្រសិនបើមិនមាន LTE ទេនោះចំនួនប្រជាជន កម្រិតថាមពលគួរតែត្រូវបានគណនាពីតុល្យភាពនៃដំណើរការបឋមនៃការរំជើបរំជួល និងការធ្វើឱ្យអសកម្ម។
បន្ទាត់ហាមឃាត់ដ៏សំខាន់បំផុតរបស់ ISM គឺ តំណភ្ជាប់វិទ្យុ អាតូមអ៊ីដ្រូសែន 21 សង់ទីម៉ែត. បន្ទាត់នេះកើតឡើងក្នុងអំឡុងពេលការផ្លាស់ប្តូររវាងកម្រិតរងនៃរចនាសម្ព័ន្ធ hyperfine នៃកម្រិតអ៊ីដ្រូសែនដែលត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹងវត្តមាននៃការបង្វិលនៅក្នុងអេឡិចត្រុងនិងប្រូតុង។ ប្រូបាប៊ីលីតេនៃការផ្លាស់ប្តូរនេះ (នោះគឺ 1 ដងក្នុងរយៈពេល 11 លានឆ្នាំ) ។
ការសិក្សាអំពីខ្សែវិទ្យុ 21 សង់ទីម៉ែត្របានធ្វើឱ្យវាអាចបង្កើតបានថាអ៊ីដ្រូសែនអព្យាក្រឹតនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីត្រូវបានរុំព័ទ្ធជាចម្បងនៅក្នុងស្រទាប់ស្តើងបំផុត 400 ភីកសែល ក្រាស់នៅជិតយន្តហោះរបស់ Galaxy ។
· ការកកនៃដែនម៉ាញេទិក។
ការកកនៃដែនម៉ាញេទិកមានន័យថាការរក្សាលំហូរម៉ាញ៉េទិចតាមរយៈសៀគ្វីបិទជិតណាមួយក្នុងអំឡុងពេលខូចទ្រង់ទ្រាយរបស់វា។ នៅក្រោមលក្ខខណ្ឌមន្ទីរពិសោធន៍ លំហូរម៉ាញ៉េទិចអាចត្រូវបានគេចាត់ទុកថារក្សាទុកនៅក្នុងប្រព័ន្ធផ្សព្វផ្សាយដែលមានចរន្តអគ្គិសនីខ្ពស់។ នៅក្នុងដែនកំណត់នៃចរន្តអគ្គិសនីគ្មានកំណត់ វាលអគ្គិសនីតូចមួយដែលគ្មានកំណត់នឹងធ្វើឱ្យចរន្តកើនឡើងដល់តម្លៃគ្មានកំណត់។ ដូច្នេះ conductor ដ៏ល្អមិនគួរឆ្លងកាត់ម៉ាញេទិកទេ។ បន្ទាត់នៃកម្លាំងហើយដូច្នេះរំភើបវាលអគ្គិសនី ប៉ុន្តែផ្ទុយទៅវិញ វាគួរតែអូសតាមខ្សែបន្ទាត់នៃដែនម៉ាញេទិក វាលម៉ាញេទិកប្រែទៅជាដូចដែលវាត្រូវបានកកចូលទៅក្នុងចំហាយ។
ប្លាស្មានៃលំហពិតគឺនៅឆ្ងាយពីឧត្តមគតិ ហើយការបង្កកគួរតែត្រូវយល់ក្នុងន័យថាវាទាមទារយ៉ាងខ្លាំង ពេលវេលាដ៏អស្ចារ្យដើម្បីផ្លាស់ប្តូរលំហូរតាមរយៈរង្វិលជុំ។ នៅក្នុងការអនុវត្ត នេះមានន័យថាយើងអាចចាត់ទុកវាលនេះថាជាថេរខណៈពេលដែលពពកចុះកិច្ចសន្យា បង្វិល។ល។
4. នេប៊ូឡា
នេប៊ូឡា- ផ្នែកមួយនៃឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ ដែលសម្គាល់ដោយវិទ្យុសកម្ម ឬការស្រូបយកវិទ្យុសកម្មរបស់វានៅលើ ផ្ទៃខាងក្រោយទូទៅមេឃ។ Nebula ត្រូវបានបង្កើតឡើងពីធូលី ឧស្ម័ន និងប្លាស្មា។
លក្ខណៈចម្បងដែលប្រើក្នុងការចាត់ថ្នាក់នៃ nebulae គឺការស្រូប ឬការសាយភាយនៃពន្លឺដោយពួកវា ពោលគឺយោងទៅតាមលក្ខណៈវិនិច្ឆ័យនេះ nebulae ត្រូវបានបែងចែកទៅជាងងឹត និងពន្លឺ។
ការបែងចែក nebulae ទៅជាឧស្ម័ន និងធូលីគឺភាគច្រើនតាមអំពើចិត្ត៖ nebulae ទាំងអស់មានទាំងធូលី និងឧស្ម័ន។ ការបែងចែកនេះគឺជាប្រវត្តិសាស្ត្រ វិធីផ្សេងគ្នាការសង្កេត និងយន្តការនៃការបំភាយៈ វត្តមានរបស់ធូលីត្រូវបានគេសង្កេតឃើញយ៉ាងច្បាស់បំផុត នៅពេលដែល nebulae ងងឹតស្រូបវិទ្យុសកម្មពីប្រភពដែលស្ថិតនៅខាងក្រោយពួកវា ហើយនៅពេលដែលការឆ្លុះបញ្ចាំង ឬការខ្ចាត់ខ្ចាយ ឬការបញ្ចេញឡើងវិញ ដែលមាននៅក្នុង nebula ដោយធូលី នៃវិទ្យុសកម្មពីផ្កាយដែលនៅជិត ឬនៅក្នុង nebula ខ្លួនវា; វិទ្យុសកម្មខាងក្នុងនៃសមាសធាតុឧស្ម័ននៃ nebula ត្រូវបានគេសង្កេតឃើញនៅពេលដែលវាត្រូវបាន ionized ដោយកាំរស្មីអ៊ុលត្រាវីយូឡេពីផ្កាយក្តៅដែលមានទីតាំងនៅ nebula (តំបន់បំភាយ H II នៃអ៊ីដ្រូសែនអ៊ីយ៉ូដជុំវិញសមាគមតារា ឬ nebulae ភព) ឬនៅពេលដែលឧបករណ៍ផ្ទុករវាងផ្កាយត្រូវបានកំដៅ។ រលកឆក់ដោយសារតែការផ្ទុះ supernova ឬឥទ្ធិពលនៃខ្យល់ផ្កាយដ៏មានឥទ្ធិពលនៃផ្កាយ Wolf-Rayet ។
4 .1 សាយភាយ(ពន្លឺ)នេប៊ូឡា
Diffuse (light) nebula - នៅក្នុងតារាសាស្ត្រ ពាក្យទូទៅប្រើសំដៅលើ nebulae ដែលបញ្ចេញពន្លឺ។ nebulae សាយភាយបីប្រភេទគឺ nebula ឆ្លុះបញ្ចាំង nebula បញ្ចេញ (ដែលតំបន់ protoplanetary ភព និង H II គឺជាពូជ) និង supernova ដែលនៅសល់។
· nebula ការឆ្លុះបញ្ចាំង
Nebulae ការឆ្លុះបញ្ចាំងគឺជាពពកនៃឧស្ម័ន និងធូលីដែលបំភ្លឺដោយផ្កាយ។ ប្រសិនបើផ្កាយស្ថិតនៅក្នុង ឬនៅជិតពពកអន្តរតារា ប៉ុន្តែមិនក្តៅគ្រប់គ្រាន់ (ក្តៅ) ដើម្បីបញ្ចេញអ៊ីដ្រូសែនយ៉ាងច្រើនសន្ធឹកសន្ធាប់ជុំវិញផ្កាយនោះ នោះប្រភពសំខាន់ វិទ្យុសកម្មអុបទិក nebula គឺជាពន្លឺផ្កាយដែលរាយប៉ាយដោយធូលីអន្តរតារា។
វិសាលគមនៃ nebula ឆ្លុះបញ្ចាំងគឺដូចគ្នានឹងផ្កាយដែលបំភ្លឺវា។ ក្នុងចំណោមភាគល្អិតមីក្រូទស្សន៍ដែលទទួលខុសត្រូវចំពោះការខ្ចាត់ខ្ចាយពន្លឺគឺភាគល្អិតនៃកាបូន (ជួនកាលគេហៅថាធូលីពេជ្រ) ក៏ដូចជាភាគល្អិតនៃជាតិដែក និងនីកែលផងដែរ។ ពីរចុងក្រោយមានអន្តរកម្មជាមួយដែនម៉ាញេទិកកាឡាក់ស៊ី ដូច្នេះហើយពន្លឺដែលឆ្លុះបញ្ចាំងគឺមានរាងប៉ូលបន្តិច។
Nebulae ឆ្លុះបញ្ចាំងជាធម្មតាមានពណ៌ខៀវដោយសារតែខ្ចាត់ខ្ចាយ ពណ៌ខៀវមានប្រសិទ្ធភាពជាងពណ៌ក្រហម (ជាពិសេសនេះពន្យល់ពីពណ៌ខៀវនៃមេឃ) ។
បច្ចុប្បន្ននេះ nebulae ឆ្លុះបញ្ចាំងប្រហែល 500 ត្រូវបានគេស្គាល់ ដែលល្បីល្បាញបំផុតគឺនៅជុំវិញ Pleiades (ចង្កោមផ្កាយ) ។ ក្រហមយក្ស ( ប្រភេទវិសាលគម M1) ផ្កាយ Antares ត្រូវបានហ៊ុំព័ទ្ធដោយ nebula ឆ្លុះបញ្ចាំងពណ៌ក្រហមដ៏ធំមួយ។ Nebulae ការឆ្លុះបញ្ចាំងក៏ត្រូវបានរកឃើញជាញឹកញាប់នៅកន្លែងបង្កើតផ្កាយផងដែរ។
នៅឆ្នាំ 1922 Hubble បានបោះពុម្ពលទ្ធផលនៃការសិក្សានៃ nebulae ភ្លឺមួយចំនួន។ នៅក្នុងការងារនេះ Hubble បានទាញយកច្បាប់ luminosity សម្រាប់ nebula ឆ្លុះបញ្ចាំង ដែលបង្កើតទំនាក់ទំនងរវាងទំហំមុំនៃ nebula ( រ) និង ទំហំជាក់ស្តែងផ្កាយបំភ្លឺ ( ម):
កន្លែងណាជាថេរអាស្រ័យលើភាពប្រែប្រួលនៃការវាស់វែង។
· nebula ការបំភាយ
nebula ការបំភាយគឺជាពពកនៃឧស្ម័នអ៊ីយ៉ូដ (ប្លាស្មា) ដែលបញ្ចេញនៅក្នុងជួរពណ៌ដែលអាចមើលឃើញនៃវិសាលគម។ អ៊ីយ៉ូដកើតឡើងដោយសារហ្វូតូនថាមពលខ្ពស់ដែលបញ្ចេញដោយជិតបំផុត។ តារាក្តៅ. មាន nebulae បំភាយជាច្រើនប្រភេទ។ ក្នុងចំនោមពួកគេគឺជាតំបន់ H II ដែលការបង្កើតផ្កាយថ្មីកើតឡើង ហើយប្រភពនៃ photon អ៊ីយ៉ូដគឺជាផ្កាយវ័យក្មេង ផ្កាយដ៏ធំ ក៏ដូចជា nebulae ភពដែលក្នុងនោះផ្កាយដែលស្លាប់បានបោះចោលស្រទាប់ខាងលើរបស់វា ហើយស្នូលក្តៅដែលលាតត្រដាងធ្វើឱ្យមានអ៊ីយ៉ូដ។
ភពមអ័ព្ទ ryeមភាព -- វត្ថុតារាសាស្ត្ររួមមានស្រោមសំបុត្រឧស្ម័នអ៊ីយ៉ូដ និងផ្កាយកណ្តាល។ មនុស្សតឿពណ៌ស. Nebulae ភពត្រូវបានបង្កើតឡើងកំឡុងពេលបញ្ចេញស្រទាប់ខាងក្រៅ (សំបក) នៃយក្សក្រហម និងយក្សដែលមានម៉ាស់ព្រះអាទិត្យពី 2.5-8 នៅដំណាក់កាលចុងក្រោយនៃការវិវត្តន៍របស់ពួកគេ។ nebula ភពគឺជាបាតុភូតដែលមានចលនាលឿន (តាមស្តង់ដារតារាសាស្ត្រ) មានរយៈពេលតែពីរបីម៉ឺនឆ្នាំប៉ុណ្ណោះ ខណៈដែលអាយុកាលរបស់ផ្កាយបុព្វបុរសគឺច្រើនពាន់លានឆ្នាំ។ បច្ចុប្បន្ននេះ ភពផែនដីប្រហែល 1500 ត្រូវបានគេស្គាល់នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីរបស់យើង។
ដំណើរការនៃការបង្កើត nebulae នៃភព រួមជាមួយនឹងការផ្ទុះ supernova ដើរតួ តួនាទីសំខាន់នៅក្នុងការវិវត្តន៍គីមីនៃកាឡាក់ស៊ី ការបោះចូលទៅក្នុងវត្ថុអវកាសអន្តរតារាដែលសំបូរទៅដោយធាតុធ្ងន់ - ផលិតផលនៃ nucleosynthesis ផ្កាយ (នៅក្នុងតារាសាស្ត្រ ធាតុទាំងអស់ត្រូវបានចាត់ទុកថាធ្ងន់ លើកលែងតែផលិតផលនៃ nucleosynthesis បឋម។ បន្ទុះ- អ៊ីដ្រូសែន និងអេលីយ៉ូម ដូចជា កាបូន អាសូត អុកស៊ីហ្សែន និងកាល់ស្យូម)។
អេ ឆ្នាំមុនដោយមានជំនួយពីរូបភាពដែលថតដោយតេឡេស្កុបអវកាស Hubble វាអាចរកឃើញថា nebulae ភពជាច្រើនមានរចនាសម្ព័ន្ធស្មុគស្មាញ និងប្លែក។ ទោះបីជាការពិតដែលថាប្រហែលមួយភាគប្រាំនៃពួកវាមានរាងមូលក៏ដោយក៏ភាគច្រើនមិនមានប្រភេទណាមួយឡើយ។ ស៊ីមេទ្រីស្វ៊ែរ. យន្តការដែលបង្កើតទម្រង់ផ្សេងៗគ្នាបែបនេះ គឺអាចកើតមានរហូតមកដល់បច្ចុប្បន្ន មិនទាន់ត្រូវបានបកស្រាយយ៉ាងពេញលេញនៅឡើយ។ វាត្រូវបានគេជឿថា តួនាទីធំនេះអាចត្រូវបានលេងដោយអន្តរកម្មនៃខ្យល់ផ្កាយ និងផ្កាយគោលពីរ វាលម៉ាញេទិក និងឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ។
Planetary nebulae ភាគច្រើនជាវត្ថុដែលស្រអាប់ ហើយជាទូទៅមើលមិនឃើញដោយភ្នែកទទេ។ ណុបុលាភពដំបូងគេដែលត្រូវបានរកឃើញគឺ nebula dumbbellនៅក្នុងក្រុមតារានិករ Vulpecula ។
ធម្មជាតិមិនធម្មតានៃ nebulae ភពត្រូវបានរកឃើញនៅពាក់កណ្តាលសតវត្សទី 19 ជាមួយនឹងការចាប់ផ្តើមនៃការប្រើប្រាស់វិធីសាស្រ្ត spectroscopy ក្នុងការអង្កេត។ លោក William Hugginsបានក្លាយជាតារាវិទូដំបូងគេដែលទទួលបាននូវទស្សនីយភាពនៃភពណុបឡា - វត្ថុដែលលេចធ្លោសម្រាប់ភាពមិនធម្មតារបស់វា។ នៅពេលដែល Huggins បានសិក្សាពីវិសាលគមនៃ nebulae NGC 6543 (ភ្នែកឆ្មា) , M27 (Dumbbell), ម57 (ចិញ្ចៀន nebula នៅលីរ៉ា)និងមួយចំនួនផ្សេងទៀត វាបានប្រែក្លាយថាវិសាលគមរបស់ពួកគេគឺខុសគ្នាខ្លាំងពីវិសាលគមនៃផ្កាយ៖ វិសាលគមនៃផ្កាយទាំងអស់ដែលទទួលបាននៅពេលនោះគឺជាវិសាលគមស្រូប (វិសាលគមបន្តជាមួយ បរិមាណដ៏ច្រើន។បន្ទាត់ងងឹត) ខណៈពេលដែលវិសាលគមនៃ nebulae ភពបានប្រែទៅជាវិសាលគមបំភាយជាមួយនឹងចំនួនតិចតួចនៃបន្ទាត់បំភាយដែលបង្ហាញពីធម្មជាតិរបស់ពួកគេដែលខុសគ្នាជាមូលដ្ឋានពីធម្មជាតិនៃផ្កាយ។
ភពផែនដី តំណាងឱ្យដំណាក់កាលចុងក្រោយនៃការវិវត្តន៍សម្រាប់ផ្កាយជាច្រើន។ ធម្មតា nebula ភពមានប្រវែងជាមធ្យមនៃមួយឆ្នាំពន្លឺ និងមានឧស្ម័នកម្រមានដង់ស៊ីតេប្រហែល 1000 ភាគល្អិតក្នុងមួយសង់ទីម៉ែត្រ 3 ដែលមានភាពធ្វេសប្រហែសក្នុងការប្រៀបធៀប ឧទាហរណ៍ជាមួយនឹងដង់ស៊ីតេនៃបរិយាកាសផែនដី ប៉ុន្តែប្រហែល 10-100 ដងធំជាង។ ដង់ស៊ីតេនៃលំហ interplanetary នៅចម្ងាយនៃគន្លងផែនដីពីព្រះអាទិត្យ។ nebulae ភពវ័យក្មេងមាន ដង់ស៊ីតេខ្ពស់បំផុតជួនកាលឈានដល់ 10 6 ភាគល្អិតក្នុងមួយសង់ទីម៉ែត្រ។ នៅពេលអាយុរបស់ nebulae ការពង្រីករបស់ពួកគេនាំទៅរកការថយចុះនៃដង់ស៊ីតេ។ nebulae ភពភាគច្រើនមានលក្ខណៈស៊ីមេទ្រី និងស្ទើរតែស្វ៊ែរនៅក្នុងរូបរាង ដែលមិនរារាំងពួកវាពីការមានរាងស្មុគ្រស្មាញច្រើន។ ប្រហែល 10% នៃ nebulae planetary គឺមានលក្ខណៈ bipolar ហើយមានតែមួយចំនួនតូចប៉ុណ្ណោះដែលមិនស៊ីមេទ្រី។ សូម្បីតែ nebula ភពរាងចតុកោណក៏ត្រូវបានគេស្គាល់ដែរ។
នេប៊ូឡា protoplanetaryគឺជាវត្ថុតារាសាស្ត្រដែលមិនមានរយៈពេលយូរនៅចន្លោះពេលដែលផ្កាយមានម៉ាស់មធ្យម (1-8 ម៉ាស់ព្រះអាទិត្យ) បានចាកចេញពីសាខាយក្ស asymptotic (AGB) និងដំណាក់កាលនៃភពបន្ទាប់បន្សំនៃ nebula (PT) ។ ណេប៊ូឡា protoplanetary បញ្ចេញពន្លឺជាចម្បងនៅក្នុងអ៊ីនហ្វ្រារ៉េដ និងជាប្រភេទរងនៃ nebulae ឆ្លុះបញ្ចាំង។
តំបន់ហIIគឺជាពពកនៃឧស្ម័នក្តៅ និងប្លាស្មា ឈានដល់រាប់រយឆ្នាំពន្លឺឆ្លងកាត់ ដែលជាតំបន់នៃការបង្កើតផ្កាយសកម្ម។ តារាវ័យក្មេងពណ៌ស-ខៀវខ្ចី កើតនៅក្នុងតំបន់នេះ ដែលបញ្ចេញពន្លឺអ៊ុលត្រាវីយូឡេដ៏ច្រើនសន្ធឹកសន្ធាប់ ដោយហេតុនេះបង្កើតអ៊ីយ៉ូដលើ nebula ជុំវិញ។
តំបន់ H II អាចផ្តល់កំណើតដល់ផ្កាយរាប់ពាន់ក្នុងរយៈពេលត្រឹមតែពីរបីលានឆ្នាំប៉ុណ្ណោះ។ នៅទីបំផុត ការផ្ទុះនៃ supernova និងខ្យល់ផ្កាយដ៏មានឥទ្ធិពលពីផ្កាយដ៏ធំបំផុតនៅក្នុងចង្កោមផ្កាយដែលជាលទ្ធផលបានខ្ចាត់ខ្ចាយឧស្ម័នក្នុងតំបន់ ហើយវាប្រែទៅជាក្រុមដូច Pleiades ។
តំបន់ទាំងនេះបានទទួលឈ្មោះរបស់ពួកគេដោយសារតែបរិមាណដ៏ច្រើននៃអ៊ីដ្រូសែនអាតូមិកអ៊ីយ៉ូដ ដែលហៅកាត់ដោយតារាវិទូថា H II (តំបន់ H I គឺជាតំបន់នៃអ៊ីដ្រូសែនអព្យាក្រឹត ហើយ H 2 តំណាងឱ្យ អ៊ីដ្រូសែនម៉ូលេគុល) ពួកវាអាចត្រូវបានគេមើលឃើញនៅចម្ងាយដ៏សន្ធឹកសន្ធាប់ទូទាំងសកលលោក ហើយការសិក្សាអំពីតំបន់បែបនេះដែលស្ថិតនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀតគឺមានសារៈសំខាន់សម្រាប់កំណត់ចម្ងាយទៅភពក្រោយ ក៏ដូចជាសមាសធាតុគីមីរបស់វា។
ឧទាហរណ៍គឺ ការីណា nebula, nebula Tarantula,NGC 604 , Trapeze នៃ Orion, រង្វិលជុំរបស់ Barnard.
· supernova សំណល់
supernova សំណល់(ភាសាអង់គ្លេស) ស ខាងលើន អូវ រ emnant, SNR ) គឺជាការបង្កើតឧស្ម័ន និងធូលី ដែលជាលទ្ធផលនៃការផ្ទុះដ៏មហន្តរាយនៃផ្កាយមួយ ដែលបានកើតឡើងជាច្រើនដប់ ឬរាប់រយឆ្នាំមុន និងការបំប្លែងរបស់វាទៅជា supernova ។ កំឡុងពេលផ្ទុះ សែល supernova ខ្ចាត់ខ្ចាយទៅគ្រប់ទិសទី បង្កើតបានជារលកឆក់ពង្រីកក្នុងល្បឿនដ៏ខ្លាំង ដែលបង្កើតបានជា supernova សំណល់. នៅសល់មានវត្ថុធាតុផ្កាយដែលបញ្ចេញដោយការផ្ទុះ និងសារធាតុអន្តរតារាដែលស្រូបដោយរលកឆក់។
ប្រហែលជាសំណល់ដ៏ស្រស់ស្អាតបំផុតនិងបានសិក្សាល្អបំផុតដែលបង្កើតឡើងដោយ supernova SN 1987 កនៅក្នុងពពកដ៏ធំ Magellanic ដែលបានផ្ទុះនៅឆ្នាំ 1987 ។ សំណល់ supernova ដ៏ល្បីផ្សេងទៀតគឺ nebula ក្តាម សំណល់នៃការផ្ទុះថ្មីៗនេះ (១០៥៤) សំណល់ supernova ស្ងាត់ (SN 1572) ត្រូវបានដាក់ឈ្មោះតាម Tycho Brahe ដែលបានសង្កេត និងកត់ត្រាពន្លឺដំបូងរបស់វាភ្លាមៗបន្ទាប់ពីការផ្ទុះឡើងនៅឆ្នាំ 1572 ក៏ដូចជាអ្វីដែលនៅសល់។ មហាណូវ៉ារបស់ Kepler (SN 1604) ដាក់ឈ្មោះតាម Johannes Kepler ។
4 .២ នេប៊ូឡាងងឹត
nebula ងងឹតគឺជាប្រភេទនៃពពក interstellar ក្រាស់ណាស់ដែលវាស្រូបយក ពន្លឺដែលអាចមើលឃើញបញ្ចេញចេញពី nebulae បំភាយ ឬការឆ្លុះបញ្ចាំង (ដូចជា , Horsehead Nebula) ឬផ្កាយ (ឧទាហរណ៍ បាវធ្យូងថ្ម Nebula) នៅខាងក្រោយ។
ពន្លឺត្រូវបានស្រូបយកដោយភាគល្អិតធូលីអន្តរតារា ដែលមានទីតាំងនៅផ្នែកត្រជាក់បំផុត និងក្រាស់បំផុតនៃពពកម៉ូលេគុល។ ចង្កោម និងស្មុគស្មាញដ៏ធំនៃ nebulae ងងឹតត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹងពពកម៉ូលេគុលយក្ស (GMOs)។ nebulae ងងឹតដាច់ស្រយាលជាញឹកញាប់បំផុតគឺ Bok globules ។
ពពកបែបនេះមានរូបរាងមិនទៀងទាត់៖ ពួកវាមិនមានព្រំដែនកំណត់ច្បាស់លាស់ទេ ជួនកាលពួកវាចាប់យករូបភាពដូចពស់។ nebulae ងងឹតដ៏ធំបំផុតអាចមើលឃើញដោយភ្នែកទទេ លេចឡើងជាបំណះនៃពណ៌ខ្មៅប្រឆាំងនឹង Milky Way ភ្លឺ។
នៅក្នុងផ្នែកខាងក្នុងនៃ nebulae ងងឹត ដំណើរការសកម្មជារឿយៗកើតឡើង៖ ឧទាហរណ៍ កំណើតនៃផ្កាយ ឬកាំរស្មីម៉ាសឺរ។
5. វិទ្យុសកម្ម
ខ្យល់តារា- ដំណើរការនៃការហូរចេញនៃរូបធាតុពីផ្កាយទៅក្នុងលំហអន្តរតារា។
សារធាតុដែលផ្កាយត្រូវបានផ្សំឡើង នៅក្រោមលក្ខខណ្ឌជាក់លាក់មួយ អាចយកឈ្នះលើការទាក់ទាញរបស់ពួកគេ និងត្រូវបានបញ្ចេញទៅក្នុងលំហអន្តរតារា។ វាកើតឡើងប្រសិនបើភាគល្អិតនៅក្នុងបរិយាកាសនៃផ្កាយមួយបង្កើនល្បឿនដល់ល្បឿនលើសពីវិនាទី ល្បឿនលោហធាតុសម្រាប់តារានេះ។ តាមពិតល្បឿននៃភាគល្អិតដែលបង្កើតបានជាខ្យល់ផ្កាយគឺរាប់រយគីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយវិនាទី។
ខ្យល់តារាអាចមានទាំងភាគល្អិតដែលមានបន្ទុក និងអព្យាក្រឹត។
ខ្យល់ Stellar គឺជាដំណើរការដែលកើតឡើងឥតឈប់ឈរ ដែលនាំទៅរកការថយចុះនៃម៉ាស់ផ្កាយ។ តាមបរិមាណ ដំណើរការនេះអាចត្រូវបានកំណត់ថាជាបរិមាណ (ម៉ាស់) នៃរូបធាតុដែលផ្កាយបាត់បង់ក្នុងមួយឯកតាពេលវេលា។
ខ្យល់ផ្កាយអាចដើរតួនាទីយ៉ាងសំខាន់ក្នុងការវិវត្តន៍របស់ផ្កាយ៖ ដោយសារដំណើរការនេះបណ្តាលឱ្យមានការថយចុះនៃម៉ាស់ផ្កាយ អាយុកាលរបស់ផ្កាយអាស្រ័យទៅលើអាំងតង់ស៊ីតេរបស់វា។
ខ្យល់ផ្កាយគឺជាមធ្យោបាយដឹកជញ្ជូនវត្ថុក្នុងចម្ងាយដ៏សន្ធឹកសន្ធាប់ក្នុងលំហ។ បន្ថែមពីលើការពិតដែលថាខ្លួនវាមានសារធាតុដែលហូរចេញពីផ្កាយ វាអាចធ្វើសកម្មភាពលើរូបធាតុអន្តរតារាជុំវិញ ដោយផ្ទេរទៅផ្នែករបស់វា ថាមពល kinetic. ដូច្នេះរូបរាងនៃ nebula បញ្ចេញឧស្ម័ន NGC 7635 "ពពុះ" ត្រូវបានបង្កើតឡើងជាលទ្ធផលនៃផលប៉ះពាល់បែបនេះ។
នៅក្នុងករណីនៃការហូរចេញនៃរូបធាតុពីផ្កាយដែលមានចន្លោះជិតៗជាច្រើន ដែលបន្ថែមដោយឥទ្ធិពលនៃវិទ្យុសកម្មនៃផ្កាយទាំងនេះ ការ condensation នៃរូបធាតុអន្តរតារាគឺអាចធ្វើទៅបានជាមួយនឹងការបង្កើតផ្កាយជាបន្តបន្ទាប់។
ជាមួយនឹងខ្យល់តារាសកម្ម បរិមាណនៃសារធាតុដែលបានបញ្ចេញអាចគ្រប់គ្រាន់ដើម្បីបង្កើត nebula ភព។
6. ការវិវត្តន៍នៃមធ្យមអន្តរតារា
ការវិវត្តន៍នៃអន្តរផ្កាយ ឬដើម្បីឱ្យច្បាស់លាស់ជាងនេះ ឧស្ម័នអន្តរតារាគឺទាក់ទងយ៉ាងជិតស្និទ្ធទៅនឹងការវិវត្តន៍គីមីនៃ Galaxy ទាំងមូល។ វាហាក់ដូចជាអ្វីៗទាំងអស់គឺសាមញ្ញ៖ ផ្កាយស្រូបឧស្ម័ន ហើយបន្ទាប់មកបោះវាមកវិញ ដោយបង្កើនវាជាមួយនឹងផលិតផលចំហេះនុយក្លេអ៊ែរ - ធាតុធ្ងន់ - ដូច្នេះលោហធាតុគួរតែកើនឡើងជាលំដាប់។
ទ្រឹស្ដី Big Bang ព្យាករណ៍ថា អ៊ីដ្រូសែន អេលីយ៉ូម ឌឺតេទ្រូម លីចូម និងស្នូលពន្លឺផ្សេងទៀតត្រូវបានបង្កើតឡើងកំឡុងពេលសំយោគនុយក្លេអូឌីតបឋម ដែលនៅតែបំបែកនៅលើផ្លូវហាយ៉ាស៊ី ឬដំណាក់កាលប្រូតូស្តារ។ ម្យ៉ាងវិញទៀត យើងគួរសង្កេតមើលសត្វតឿ G-dwarf ដែលមានអាយុកាលយូរជាមួយនឹងលោហធាតុសូន្យ។ ប៉ុន្តែគ្មានវត្ថុទាំងនេះត្រូវបានគេរកឃើញនៅក្នុង Galaxy ទេ លើសពីនេះទៅទៀត ពួកវាភាគច្រើនមានលោហធាតុព្រះអាទិត្យស្ទើរតែទាំងអស់។ យោងតាមទិន្នន័យដោយប្រយោល វាអាចត្រូវបានវិនិច្ឆ័យថាមានអ្វីមួយស្រដៀងគ្នានៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀត។ នៅលើ ពេលនេះសំណួរនៅតែបើកចំហ ហើយរង់ចាំការសម្រេចចិត្ត។
វាក៏មិនមានធូលីនៅក្នុងឧស្ម័ន interstellar បឋមដែរ។ ឥឡូវនេះគេជឿថាគ្រាប់ធូលីត្រូវបានបង្កើតឡើងនៅលើផ្ទៃនៃផ្កាយត្រជាក់ចាស់ ហើយទុកវាឱ្យនៅជាមួយគ្នាជាមួយនឹងសារធាតុដែលហូរចេញ។
សេចក្តីសន្និដ្ឋាន
ការសិក្សាបែបនេះ ប្រព័ន្ធស្មុគស្មាញដូចជា "ផ្កាយ - ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ" ប្រែទៅជាបញ្ហាតារាសាស្ត្រដ៏លំបាកជាពិសេសការពិចារណាថាម៉ាស់សរុបនៃមជ្ឈដ្ឋានផ្កាយនៅក្នុង Galaxy និងសមាសធាតុគីមីរបស់វាផ្លាស់ប្តូរបន្តិចម្តង ៗ ក្រោមឥទ្ធិពលនៃ កត្តាផ្សេងៗ. ដូច្នេះហើយ យើងអាចនិយាយបានថា ប្រវត្តិសាស្រ្តទាំងមូលនៃភពផែនដីរបស់យើងត្រូវបានឆ្លុះបញ្ចាំងនៅក្នុងមជ្ឈដ្ឋានអន្តរតារា។ ប្រព័ន្ធផ្កាយយូរអង្វែងរាប់ពាន់លានឆ្នាំ។
បញ្ជីនៃប្រភព
១) សម្ភារៈយកមកពី www.wikipedia.org
2) សម្ភារៈយកពីគេហទំព័រ www.krugosvet.ru
៣) សម្ភារៈយកពីគេហទំព័រ www.bse.sci-lib.com
4) សម្ភារៈយកចេញពីគេហទំព័រ www.dic.academic.ru
បង្ហោះនៅលើ Allbest.ru
ឯកសារស្រដៀងគ្នា
Nebula ជាផ្នែកមួយនៃឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ ដែលសម្គាល់ដោយវិទ្យុសកម្ម ឬការស្រូបយកវិទ្យុសកម្មរបស់វាប្រឆាំងនឹងផ្ទៃខាងក្រោយទូទៅនៃមេឃ ពូជ និងទម្រង់របស់វា៖ ការបំភាយ សំណល់ supernova ។ ប្រវត្តិនៃការកើត និងការអភិវឌ្ឍន៍នៃ nebulae មួយចំនួន៖ ឥន្ទ្រី, Hourglass ។
បទបង្ហាញ, បានបន្ថែម 10/11/2012
ធូលី ឧស្ម័ន និងប្លាស្មា ជាធាតុផ្សំសំខាន់នៃ nebula ។ ចំណាត់ថ្នាក់នៃ nebulae លក្ខណៈនៃប្រភេទចម្បងរបស់ពួកគេ។ លក្ខណៈពិសេសនៃរចនាសម្ព័ន្ធនៃ diffuse, ការឆ្លុះបញ្ចាំង, ការបំភាយ, ងងឹតនិងភពនៃ nebulae ។ ការបង្កើត supernova សំណល់។
បទបង្ហាញ, បានបន្ថែម 12/20/2015
ការពិពណ៌នាអំពីបាតុភូតនៃ nebula និង សកម្មភាពព្រះអាទិត្យ. ការសិក្សាអំពីកាំរស្មីកាឡាក់ស៊ី ព្រះអាទិត្យ និងលោហធាតុ វិធីសាស្រ្តនៃការចុះឈ្មោះរបស់ពួកគេ។ លក្ខណៈសម្បត្តិនៃដែនម៉ាញេទិកអន្តរតារា។ លក្ខណៈពិសេសនៃការបែងចែកតាមលំហនៃកាឡាក់ស៊ី។ គំនិតអំពីការពង្រីកសកលលោក។
សេចក្តីសង្ខេបបន្ថែម ០១/០៦/២០១២
ស្នូលផ្កាយគឺជាតំបន់បង្រួមកណ្តាលនៃ Galaxy ។ ធាតុជាមូលដ្ឋាននៃរចនាសម្ព័ន្ធរបស់ Galaxy ។ ប្រភេទចង្កោមបើកចំហ និងរាងមូល។ លក្ខណៈនៃឧស្ម័នអន្តរតារា។ គំនិតទូទៅនៃពន្លឺ nebulae ឧស្ម័ន. ភព, nebulae ងងឹត។
បទបង្ហាញ, បានបន្ថែម 09/28/2011
Cosmogony ជាវិទ្យាសាស្ត្រដែលសិក្សាពីប្រភពដើម និងការអភិវឌ្ឍន៍នៃរូបកាយសេឡេស្ទាល។ ខ្លឹមសារនៃសម្មតិកម្ម Jeans ។ Nebula ដែលជាកំណើតនៃព្រះអាទិត្យ។ ដំណាក់កាលសំខាន់នៃដំណើរការបំប្លែងភាគល្អិតរបស់ nebula ទៅជាភព: ការស្អិតជាប់នៃភាគល្អិត; កក់ក្តៅឡើង; សកម្មភាពភ្នំភ្លើង។
អរូបីបន្ថែមថ្ងៃទី ០៦/២០/២០១១
យានអវកាសការស្រាវជ្រាវធនធានធម្មជាតិនៃផែនដី និងការគ្រប់គ្រងបរិស្ថាននៃស៊េរី Resurs-F ។ លក្ខណៈបច្ចេកទេសសំខាន់ៗនៃយានអវកាស Resurs-F1 និងឧបករណ៍ថតរូប។ យានអវកាសនៃឱសថអវកាស និងជីវវិទ្យា យានអវកាស Bion, សម្ភារៈវិទ្យាសាស្ត្រ Foton ។
អរូបី, បានបន្ថែម 08/06/2010
ការវិវត្តន៍ផ្កាយ - ការផ្លាស់ប្តូរនៃផ្កាយក្នុងអំឡុងពេលជីវិតរបស់វា។ ការលាយកម្តៅនិងកំណើតនៃផ្កាយ; nebula ភព, protostars ។ លក្ខណៈរបស់តារាវ័យក្មេង ភាពចាស់ទុំរបស់ពួកគេ ឆ្នាំក្រោយ, ការស្លាប់។ ផ្កាយណឺត្រុង(pulsars) មនុស្សតឿស, ប្រហោងខ្មៅ។
បទបង្ហាញ, បានបន្ថែម 05/10/2012
ដំណាក់កាលនៃការបង្កើត ប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យ. សមាសភាពនៃមជ្ឈដ្ឋាននៃឌីស protoplanetary នៃព្រះអាទិត្យ ការសិក្សាអំពីការវិវត្តរបស់វាដោយប្រើគំរូឧស្ម័នពីរវិមាត្រជាលេខ ដែលត្រូវនឹងចលនាអ័ក្សស៊ីមេទ្រីនៃមជ្ឈដ្ឋានឧស្ម័នក្នុងវាលទំនាញមួយ។
ក្រដាសពាក្យបន្ថែមថ្ងៃទី ០៥/២៩/២០១២
លក្ខណៈពិសេសនៃផ្កាយ។ ផ្កាយនៅក្នុងលំហខាងក្រៅ។ ផ្កាយគឺជាបាល់ប្លាស្មា។ ថាមវន្តនៃដំណើរការតារា។ ប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យ។ មធ្យម Interstellar ។ គំនិតនៃការវិវត្តន៍ផ្កាយ។ ដំណើរការនៃការបង្កើតផ្កាយ។ ដាក់ផ្កាយជាប្រព័ន្ធគ្រប់គ្រងខ្លួនឯងថាមវន្ត។
អរូបីបន្ថែម 10/17/2008
ភពទីប្រាំបីពីព្រះអាទិត្យ។ ប៉ារ៉ាម៉ែត្រខ្លះនៃភពណិបទូន។ សមាសភាពគីមី លក្ខខណ្ឌរាងកាយ រចនាសម្ព័ន្ធ បរិយាកាស។ សីតុណ្ហភាព ផ្ទៃ. ផ្កាយរណបនៃភពណិបទូន ទំហំរបស់វា លក្ខណៈ ប្រវត្តិនៃការរកឃើញ។ ចិញ្ចៀននៃភពណិបទូន ដែនម៉ាញេទិក។
សមាសធាតុប្រហាក់ប្រហែល។ 99% នៃម៉ាសនិងប្រហាក់ប្រហែល។ 2% នៃម៉ាសរបស់ Galaxy ។ Mg ត្រូវបានលាយបញ្ចូលគ្នាខ្លាំងជាមួយធូលីអន្តរតារា ដែលជាញឹកញាប់ធ្វើឱ្យរចនាសម្ព័ន្ធធូលីឧស្ម័នអាចមើលឃើញដោយការស្រូបយកឬការខ្ចាត់ខ្ចាយនៃពន្លឺរបស់វា (មើល)។ ជួរនៃការផ្លាស់ប្តូរមេ។ ប៉ារ៉ាម៉ែត្រពិពណ៌នា M. g. គឺធំទូលាយណាស់។ សីតុណ្ហភាពរបស់ M. g. ប្រែប្រួលពី 4-6 K ទៅ 10 6 K (ក្នុងសីតុណ្ហភាពអ៊ីយ៉ុងអន្តរតារា M. g. ជួនកាលលើសពី 10 9 K) ការប្រមូលផ្តុំប្រែប្រួលពី 10 -3 -10 -4 ទៅ 10 8 -10 12 ភាគល្អិតក្នុង 1 សង់ទីម៉ែត្រ 3 ។ វិទ្យុសកម្ម Mg ត្រូវបានកំណត់លក្ខណៈដោយជួរធំទូលាយ ចាប់ពីរលកវិទ្យុដ៏វែង រហូតដល់វិទ្យុសកម្មហ្គាម៉ារឹង។
មានតំបន់ដែល M. g. ភាគច្រើនស្ថិតក្នុងស្ថានភាពម៉ូលេគុល (ពពកម៉ូលេគុល) - ទាំងនេះគឺជាផ្នែកក្រាស់បំផុត និងត្រជាក់បំផុតនៃ M. g. មានតំបន់ដែល M. g. មាន Ch ។ អារេ ពីអាតូមអ៊ីដ្រូសែនអព្យាក្រឹត (តំបន់ HI) ទាំងនេះគឺមិនសូវក្រាស់ ហើយជាមធ្យម តំបន់ក្តៅជាង។ មានតំបន់នៃអ៊ីដ្រូសែនអ៊ីយ៉ូដ (តំបន់ HII), ទៅ-rymi yavl ។ nebulae បញ្ចេញពន្លឺជុំវិញផ្កាយក្តៅ និងតំបន់នៃឧស្ម័នក្តៅកម្រ (ឧស្ម័ន Coronal) ។ Mg ដូចជាសារធាតុនៃផ្កាយមាន Ch ។ អារេ ពីអ៊ីដ្រូសែន និងអេលីយ៉ូម ជាមួយនឹងការបន្ថែមតិចតួចនៃសារធាតុគីមីផ្សេងទៀត។ ធាតុ (សូមមើល) ។ ជាមធ្យមនៅក្នុង M. អាតូមអ៊ីដ្រូសែនបង្កើតបានប្រហាក់ប្រហែល។ 90% នៃចំនួនអាតូមទាំងអស់ (70% ដោយម៉ាស់) ។ អាតូមអេលីយ៉ូមមានចំនួនប្រហាក់ប្រហែល។ 10% នៃចំនួនអាតូម (ប្រហែល 28% ដោយទម្ងន់) ។ 2% នៃម៉ាស់ដែលនៅសល់គឺជាគីមីបន្តបន្ទាប់។ ធាតុ (ហៅថាធាតុធ្ងន់) ។ ក្នុងចំណោមនោះ O, C, N, Ne, S, Ar, និង Fe មានច្រើនបំផុត។ ពួកវាទាំងអស់រួមគ្នាមានចំនួនប្រហាក់ប្រហែល។ 1/1000 នៃចំនួនអាតូមនៃ M. g. ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយតួនាទីរបស់ពួកគេនៅក្នុងដំណើរការដែលកើតឡើងនៅក្នុង M. g. គឺមានទំហំធំណាស់។ នៅក្នុងការប្រៀបធៀបជាមួយនឹងធាតុផ្សំនៃព្រះអាទិត្យ ឱនភាពនៃធាតុធ្ងន់មួយចំនួនត្រូវបានគេសង្កេតឃើញនៅក្នុង Mg ជាពិសេស Al, Ca, Ti, Fe, Ni ដែលមានចំនួនតិចជាងនៅលើព្រះអាទិត្យរាប់សិបដង។ នៅក្នុងផ្នែកផ្សេងៗនៃទីក្រុង M. នៃ Galaxy ទំហំនៃឱនភាពគឺមិនដូចគ្នាទេ។ ការកើតឡើងនៃឱនភាពគឺទាក់ទងទៅនឹងអ្វីដែលវាមានន័យ។ ធាតុទាំងនេះមួយចំនួនត្រូវបានរួមបញ្ចូលនៅក្នុងសមាសភាពនៃគ្រាប់ធូលី ហើយស្ទើរតែអវត្តមានក្នុងដំណាក់កាលឧស្ម័ន។នៅខាងក្រៅកាឡាក់ស៊ី ថាស M. g. តិចតួចណាស់។ នៅក្នុងមេ ផ្នែកមួយនៃ halo នៃ Galaxy ឧស្ម័នគឺជាក់ស្តែងក្តៅ (~ 10 o K) និងកម្រណាស់ (នៅកម្ពស់ 5 kpc ខាងលើយន្តហោះស៊ីមេទ្រីនៃឌីស) ។ អ្វីដែលគួរឲ្យកត់សម្គាល់បំផុតគឺការបង្កើតឧស្ម័នក្រាស់បំផុតនៃហាឡូ។ ជាក់ស្តែងមិនមែនទេ។ មួយចំនួនធំនៃឧស្ម័នមាននៅក្នុងមួយចំនួន, ក្រាស់បំផុត, ។ លើសពីនេះទៀតនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីខ្ពស់។ រយៈទទឹងបានរកឃើញអ៊ីដ្រូសែន។
3. វិធីសាស្រ្តក្នុងការសង្កេតឧស្ម័នអន្តរតារា
ភាពកម្រដ៏ខ្លាំងនៃ M. g. និងជួរដ៏ធំទូលាយនៃសីតុណ្ហភាពដែលវាអាចត្រូវបានរកឃើញ កំណត់ភាពខុសគ្នានៃវិធីសាស្រ្តសម្រាប់ការសិក្សារបស់វា។
ដែលអាចចូលដំណើរការបានច្រើនបំផុតសម្រាប់ការសង្កេតគឺ nebulae ឧស្ម័ននិងឧស្ម័ន - ធូលី។ ដោយអុបទិក និងនៅក្នុង សញ្ញាបត្រតិចជាងវិសាលគមនៃការបំភាយអ៊ីនហ្វ្រារ៉េដនៃ nebulae បំភាយបានទទួលជោគជ័យក្នុងការបង្កើតដង់ស៊ីតេ សីតុណ្ហភាព សមាសភាព និងស្ថានភាពនៃអ៊ីយ៉ូដនៃរូបធាតុនៅក្នុងតំបន់ H II ។ ព័ត៌មានដ៏សម្បូរបែបអំពីមេដែកនៅក្នុង nebulae បញ្ចេញគឺទទួលបានពីអ៊ីដ្រូសែន អេលីយ៉ូម និងធាតុផ្សេងទៀត ក៏ដូចជាពីការបំភាយវិទ្យុជាបន្តបន្ទាប់។
ស្ថានភាពនៃម៉ាញ៉េទិចនៅខាងក្រៅ nebulae ត្រូវបានសិក្សាដោយប្រើទិន្នន័យអុបទិកអន្តរតារា។ និងខ្សែស្រូបកាំរស្មីយូវីនៅក្នុងវិសាលគមនៃផ្កាយ។ ដោយប្រើពួកវា វាអាចបង្កើតបានថា ដែនម៉ាញេទិកមានពពកដាច់ដោយឡែក ហើយរូបធាតុនៅក្នុងពួកវាគឺភាគច្រើនស្ថិតក្នុងស្ថានភាពអព្យាក្រឹត។ យោងទៅតាមបន្ទាត់ស្រូបយកនៅក្នុងអុបទិក។ ជួរត្រូវបានគេរកឃើញ (1938) ដំបូង។ បន្ទាត់ស្រូបយកអាតូម អ៊ីយ៉ុង និងម៉ូលេគុលភាគច្រើនស្ថិតនៅក្នុងតំបន់ UV នៃវិសាលគម (រូបភាពទី 3)។ ការសង្កេតរបស់ពួកគេបានធ្វើឡើងនៅលើផ្កាយរណបបានធ្វើឱ្យវាអាចសិក្សាពីភាពសម្បូរបែបនៃធាតុ និងអ៊ីយ៉ូដកម្ម។ ស្ថានភាពនៃ M. g. និងដើម្បីរកមើលកង្វះនៃធាតុធ្ងន់មួយចំនួន។ បន្ទាត់ស្រូបយក NV (1238 និង 1242) និង OVI (1032 និង 1038) អ៊ីយ៉ុងបង្ហាញច្រករបៀងនៃឧស្ម័នក្តៅ។ ពួកគេសិក្សាពីរចនាសម្ព័ន្ធដ៏ធំ និងល្អនៃតំបន់ HI នៅក្នុង Galaxy និងកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀត ដង់ស៊ីតេ និងសីតុណ្ហភាពនៃពពកអន្តរតារា រចនាសម្ព័ន្ធ ចលនា និងការបង្វិលជុំវិញកណ្តាលនៃកាឡាក់ស៊ី។វាពិបាកជាងក្នុងការសិក្សាការចែកចាយ H2 ។ ចំពោះបញ្ហានេះពួកគេភាគច្រើនប្រើ វិធីសាស្រ្តប្រយោល។៖ ស៊ើបអង្កេតការចែកចាយលំហនៃម៉ូលេគុល CO ដែលកំហាប់សមាមាត្រទៅនឹងកំហាប់នៃម៉ូលេគុល H 2 (ម៉ូលេគុល H 2 មានទំហំធំជាង CO ប្រហែល 10 5 ដង) ។ ការបំភាយវិទ្យុនៃម៉ូលេគុល CO ដែលមាន = 2.6 មីលីម៉ែត្រ មិនអាចស្រូបយកដោយធូលីអន្តរតារាទេ ហើយធ្វើឱ្យវាអាចសិក្សាការចែកចាយនៃម៉ូលេគុល CO និង H 2 ក៏ដូចជាសិក្សាពីលក្ខខណ្ឌនៅក្នុងផ្នែកត្រជាក់បំផុត និងក្រាស់បំផុតនៃទីក្រុងតារាសាស្ត្រ។ - នៅក្នុងពពកម៉ូលេគុល និងស្មុគស្មាញឧស្ម័ន-ធូលី។ ម៉ូលេគុល H 2 ត្រូវបានគេសង្កេតឃើញដោយផ្ទាល់តែនៅក្នុងក្រុមស្រូបយកដែលស្ថិតនៅក្នុងតំបន់ UV ឆ្ងាយនៃវិសាលគម (1108) និងក្នុងមួយចំនួន។ ករណីដោយខ្សែការបំភាយ IR (= 2 µm និង 4 µm) ។ ទោះបីជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ដោយសារតែការស្រូបយកពន្លឺរវាងផ្កាយដោយធូលី វិធីសាស្ត្រនេះមិនអនុញ្ញាតឱ្យនរណាម្នាក់សិក្សា H 2 នៅក្នុងពពកម៉ូលេគុលស្រអាប់ក្រាស់ ដែលម៉ូលេគុលទាំងនេះប្រមូលផ្តុំជាចម្បងនោះទេ។ ឧស្ម័នម៉ូលេគុលដែលបែកគ្នាក្រាស់បំផុតដែលមានទីតាំងនៅជិតប្រភពនៃការរំភើបចិត្តខ្លាំង (ឧទាហរណ៍ផ្កាយ IR) ត្រូវបានគេសង្កេតឃើញក្នុងទម្រង់ជាម៉ាស្ទ័រលោហធាតុដ៏មានឥទ្ធិពល (មើល)។
វិសាលគមខ្ពស់។ ដំណោះស្រាយដែលទទួលបាននៅក្នុងជួរវិទ្យុធ្វើឱ្យវាអាចសិក្សាម៉ូលេគុលដែលមានអ៊ីសូតូបផ្សេងៗនៃអាតូម។ 1 H និង 2 D (deuterium), 12 C និង 13 C, 14 N និង 15 N, 16 O, 17 O, 18 O, etc., i.e. សមាសភាពអ៊ីសូតូមនៃ M. g. និងការប្រែប្រួលរបស់វា។ ការប្រៀបធៀបសមាសធាតុអ៊ីសូតូមនៃសម័យទំនើប។ Mg ជាមួយនឹងសមាសធាតុអ៊ីសូតូមនៃប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យដែលបង្កើតឡើងពីមធ្យមអន្តរតារា។ ឆ្នាំមុន ធ្វើឱ្យវាអាចធ្វើទៅបានដើម្បីវិនិច្ឆ័យការផ្លាស់ប្តូរនៅក្នុងសមាសភាព isotopic ដែលទាក់ទងនឹងការវិវត្តនៃ M. g.
ដោយការស្រូបយក roentgen ។ កាំរស្មីនៅក្នុងលំហអន្តរតារា មនុស្សម្នាក់អាចវិនិច្ឆ័យចំនួនសរុបនៃរូបធាតុអន្តរតារាដែលមានទីតាំងនៅក្នុងអាតូមិច និង ទម្រង់ម៉ូលេគុលក៏ដូចជានៅក្នុងទម្រង់នៃភាគល្អិតធូលី។ នៅពេលអនាគតពី fluorescence នៃអាតូមនៅក្នុងបន្ទាត់កាំរស្មី X នៃធាតុផ្សេងៗ (សូមមើល) វានឹងអាចទទួលបានព័ត៌មានពេញលេញដោយយុត្តិធម៌អំពីភាពសម្បូរបែបនៃធាតុនៅក្នុង បញ្ហាអន្តរតារាមិនថាវាស្ថិតនៅក្នុងរដ្ឋអ្វីនោះទេ។ ផ្នែកក្តៅបំផុតនៃដែនម៉ាញេទិក (សំណល់ supernova និងច្រករបៀងឧស្ម័នក្តៅ) បញ្ចេញកាំរស្មីអ៊ិច។ ជួរ ដែលអនុញ្ញាតឱ្យវិធីសាស្រ្តសិក្សាការរៀបចំលំហ និងរាងកាយរបស់ពួកគេ។ sv ។
ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយក៏បញ្ចេញកាំរស្មីផងដែរ។ ថាមពល -photons (ដែលមានថាមពល 50 MeV) កើតឡើងក្នុង M. g. ដោយសារតែនៅពេលដែលប្រូតុងប៉ះទង្គិចជាមួយប្រូតុងនៃ M. g. - ត្រូវបានបង្កើតឡើងដែលបំបែកទៅជា 2 -photons ។ ការរួមចំណែកនៃ 50% ផ្តល់ឱ្យអេឡិចត្រុងទំនាក់ទំនងលោហធាតុ។ កាំរស្មីនៅក្នុងការប៉ះទង្គិចជាមួយស្នូលនៃអាតូម M. លើសពីនេះទៀតក្នុងអំឡុងពេលអន្តរកម្មនៃភាគល្អិតនៃលំហ។ កាំរស្មីថាមពលទាបដែលមានស្នូលអាតូម M. g. និងធូលី - បន្ទាត់លេចឡើងក្នុងចន្លោះ 1-6 MeV ។ ខ្សែបន្ទាត់ដ៏រឹងមាំមួយដែលមានថាមពល photon 0.511 MeV អាចត្រូវបានបង្កើតឡើងកំឡុងពេលការបំផ្លិចបំផ្លាញនៃ positrons ដែលកើតឡើងពីអន្តរកម្មនៃលំហ។ កាំរស្មីជាមួយ M. g.
ស្ថានភាពឧស្ម័នភ្លាមៗ តំបន់ជុំវិញនៃប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យត្រូវបានបង្កើតឡើងដោយប៉ារ៉ាម៉ែត្រ កំណត់ទាក់ទងទៅនឹងឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយ។
ការសង្កេតនៃការបញ្ចេញសំឡេងនៃវិទ្យុសកម្មនៃ pulsars លើភាពមិនដូចគ្នាតិចតួចនៃប្លាស្មា interstellar បានក្លាយជាវិធីសាស្រ្តដ៏ឆ្លាតវៃមួយផ្សេងទៀតនៃការសិក្សា magmatics (សូមមើល) ។ ដោយមានជំនួយរបស់វា វាអាចបង្កើតបានជាកំហាប់នៃអេឡិចត្រុង នោះ។ក្នុង M. g. ប្រែប្រួលខ្សោយ។ តម្លៃមធ្យមនៅតាមបណ្តោយបន្ទាត់នៃការមើលឃើញ (នៅទីនេះ - គម្លាតនៃកំហាប់អេឡិចត្រុងពីតម្លៃមធ្យមតាមបណ្តោយបន្ទាត់នៃការមើលឃើញ) ។ ទំហំនៃភាពមិនដូចគ្នាអាចខុសគ្នា ប៉ុន្តែនៅពេលសង្កេតមើល pulsars សំខាន់។ ការរួមចំណែកដល់ការស្រមើលស្រមៃគឺមកពីភាពមិនដូចគ្នា ~ 10 10 -10 13 សង់ទីម៉ែត្រនៅក្នុងទំហំដែលជាក់ស្តែងបង្កើតដោយ .
4. ដំណើរការដែលបង្កើតជាស្ថានភាពនៃឧស្ម័នអន្តរផ្កាយ
រដ្ឋកម្ដៅ និងអ៊ីយ៉ូដនៃ M. g.ភាពស្រពិចស្រពិលរបស់ M. នាំឱ្យការពិតដែលថាវាមានតម្លាភាពចំពោះប្រភេទវិទ្យុសកម្មភាគច្រើន។ ដូច្នេះលក្ខខណ្ឌនៅក្នុងវាគឺនៅឆ្ងាយណាស់។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយការចែកចាយថាមពលរវាងភាគល្អិតនៃ M. g. ក្នុងករណីភាគច្រើន (លើកលែងតែ arr មេ។
ដើម្បីកំណត់លំនឹង St. in MG (កម្រិតនៃ ionization អាំងតង់ស៊ីតេនៃវិទ្យុសកម្ម។ ភាពរំជើបរំជួល (ការផ្សំឡើងវិញ ការបំភាយនៃហ្វូតុង) ដែលកើតឡើងនៅក្នុង k.-l. បរិមាណដែលបានបែងចែកក្នុងចន្លោះពេលកំណត់។
តំបន់នៃ HII Mg ត្រូវបានកំដៅដោយកាំរស្មី UV នៃផ្កាយដែលមានទីតាំងនៅខាងក្នុងពួកវា (អាតូមអ៊ីដ្រូសែនយ៉ាងសកម្មស្រូបយកវិទ្យុសកម្មពី) ។ តំបន់ HI និងពពកម៉ូលេគុលត្រូវបានកំដៅដោយការជ្រៀតចូលនៃវិទ្យុសកម្ម៖ ភាគល្អិតលោហធាតុ។ កាំរស្មីថាមពលទាប (~ 1-10 MeV/nucleon) ក៏ដូចជាកាំរស្មីយូវី និងកាំរស្មីអ៊ិចទន់។ វិទ្យុសកម្ម។ តួនាទីរបស់ photons និងភាគល្អិតដែលមានថាមពលកាន់តែច្រើនគឺតូចចាប់តាំងពី មានពួកគេតិចជាង ហើយពួកគេមានទំនាក់ទំនងជាមួយ M. g. ខ្សោយជាង (សូមមើល)។ នៅកន្លែងខ្លះ M. g. យន្តការផ្សេងទៀតនៃកំដៅក៏ចាំបាច់ផងដែរឧទាហរណ៍។ រលកឆក់ដែលបង្កើតឡើងដោយការប៉ះទង្គិចលើពពក ឬការផ្ទុះដ៏អស្ចារ្យ។
ភាពត្រជាក់នៃដែនម៉ាញេទិកកើតឡើងដោយសារតែវិទ្យុសកម្មនៅក្នុង បន្ទាត់ spectralជាញឹកញាប់នៅក្នុង IR និងអុបទិក។ តំបន់នៃវិសាលគម មិនសូវជាញឹកញាប់នៅក្នុងកាំរស្មីយូវី និងកាំរស្មីអ៊ិច។ ក្រុមតន្រ្តី ឬនៅក្នុងក្រុមវិទ្យុ (សូមមើល) ។ វិទ្យុសកម្មនៅក្នុងវិសាលគមបន្តដើរតួជាក្បួនជាតួនាទីបន្ទាប់បន្សំ។ សរុបមក យន្តការនៃភាពត្រជាក់ស្ទើរតែគ្រប់តំបន់នៃតំបន់ម៉ូលេគុលគឺស្រដៀងគ្នាទៅនឹងការត្រជាក់នៃតំបន់ HII ប៉ុន្តែវិទ្យុសកម្មនៅក្នុងជួរ IR ដើរតួនាទីកើនឡើងក្នុងការត្រជាក់នៅក្នុងតំបន់ HI ហើយវិទ្យុសកម្មនៅក្នុងជួរវិទ្យុមានតួនាទីកើនឡើង។ នៅតំបន់ម៉ូលេគុលត្រជាក់។
Mg ត្រូវបាន ionized ដោយប្រភេទដូចគ្នានៃវិទ្យុសកម្មដូចដែលវាត្រូវបានកំដៅ។ អ៊ីយ៉ូដ លំនឹងត្រូវបានសម្រេចនៅពេលដែលអត្រាអ៊ីយ៉ូដ និងអត្រានៃ ch គឺស្មើគ្នា។ អារេ វិទ្យុសកម្ម ការផ្សំឡើងវិញ។ ក្នុងករណីខ្លះ ឧ. សម្រាប់អ៊ីយ៉ុង OH នៅក្នុងតំបន់ HI, តួនាទីជាក់លាក់ប្រតិកម្មផ្លាស់ប្តូរបន្ទុក (ប្រតិកម្មបញ្ចូលថ្ម) លេងជាមួយអ៊ីដ្រូសែន ហើយមិនសូវជាញឹកញាប់ជាមួយអេលីយ៉ូម។
ការបង្កើតរចនាសម្ព័ន្ធរបស់ M. g.
កត្តាមួយទៀតដែលខ្លាំងជាងដែលជះឥទ្ធិពលដល់រចនាសម្ព័ន្ធនៃដែនម៉ាញេទិចនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ី S គឺ yavl ។ រលកឆក់វង់។ ពួកវាកើតឡើងកំឡុងពេលប៉ះទង្គិចគ្នានៃមេដែក ដែលប្រមូលផ្តុំនៅក្នុងដៃវង់រួចហើយជាមួយនឹងឧស្ម័ន ដែលក្នុងអំឡុងពេលចលនារាងជារង្វង់ជុំវិញកណ្តាលនៃកាឡាក់ស៊ី ចាប់ដៃវង់ហើយចូលទៅក្នុងពួកវាក្នុងល្បឿន supersonic (ដៃវង់វិលជុំវិញ។ កណ្តាលនៃ Galaxy ក្នុងទិសដៅដូចគ្នាទៅនឹងឧស្ម័ន និងផ្កាយ ប៉ុន្តែក្នុងអត្រាយឺតជាង)។ នៅផ្នែកខាងមុខនៃរលកឆក់ ឧស្ម័នដែលចូលមកត្រូវបានបន្ថយ និងបង្រួម។ ដោយសារតែសម្ពាធកើនឡើងស្ទើរតែទាំងអស់នៃឧស្ម័នគឺស្ថិតនៅក្នុងដំណាក់កាលក្រាស់។ នេះជារបៀបដែលស្មុគ្រស្មាញឧស្ម័ន-ធូលីត្រូវបានបង្កើតឡើង សង្កេតឃើញនៅខាងក្នុង។ ផ្នែកម្ខាងនៃសាខាវង់។
ស្មុគ្រស្មាញឧស្ម័ន - ធូលីអាចកើតឡើងមិនត្រឹមតែនៅក្រោមសកម្មភាពនៃរលកឆក់វង់ប៉ុណ្ណោះទេប៉ុន្តែក៏ដោយសារតែអ្វីដែលគេហៅថា។ ថាសឧស្ម័ននៃកាឡាក់ស៊ី។ ជាលទ្ធផលនៃការអភិវឌ្ឍន៍អស្ថិរភាព ចង្កោមធូលីឧស្ម័នបង្រួម (10-30 ភី។ ចង្កោមផ្កាយ. នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ី S អស្ថិរភាព Rayleigh-Taylor ប្រហែលជាដើរតួនាទីតិចជាងរលកឆក់វង់ ប៉ុន្តែនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ី Ir វាហាក់ដូចជាករណីនេះ។ មេ ហេតុផលសម្រាប់ការបង្កើតស្មុគស្មាញ M. g.
ការសង្កេតបង្ហាញថា ពពកអន្តរតារា បន្ថែមពីលើចលនាដែលមានរបៀបរៀបរយជុំវិញកណ្តាលនៃ Galaxy មានភាពច្របូកច្របល់។ ល្បឿនពី cf ។ តម្លៃប្រហាក់ប្រហែល 10 គីឡូម៉ែត្រ / វិនាទី។ ជាមធ្យមបន្ទាប់ពី 30-100 លានឆ្នាំ ពពកមួយបានបុកជាមួយពពកមួយផ្សេងទៀត ដែលនាំទៅដល់ការរលាយ (កាត់បន្ថយ) នៃចលនាចៃដន្យទាំងនេះ ការរួបរួមដោយផ្នែកនៃពពក និងការបង្កើតវិសាលគមអំណាច (~) នៃម៉ាស់របស់ពួកគេ។ វឹកវរ ចលនាត្រូវបានរក្សាដោយការផ្ទុះ supernova៖ សែលរបស់ផ្កាយបានបោះចោលកំឡុងពេលការផ្ទុះរបស់ M.G. ត្រូវបានបន្ថយល្បឿននៅក្នុង M.G. ហើយផ្ទេរផ្នែកខ្លះនៃសន្ទុះរបស់វាទៅពពក។
ពីតំបន់ M.g. ដែលរលកឆក់ដែលបណ្តាលមកពីពន្លឺបានឆ្លងកាត់ ឧស្ម័នស្ទើរតែទាំងអស់ត្រូវបានហូរចេញ។ តំបន់លទ្ធផលនៃឧស្ម័នកម្រ (រូងភ្នំដែលវាស់រាប់សិបភី ន~ 10 -2 សង់ទីម៉ែត្រ -3 និង ធ~ 10 6 K) អាចមានសម្រាប់ ~ 10 7 ឆ្នាំ។ ប្រសិនបើក្នុងអំឡុងពេលនេះ supernova មួយផ្សេងទៀតផ្ទុះនៅក្បែរនោះ បែហោងធ្មែញថ្មីមួយដែលបានបិទជាមួយនឹងរន្ធមុន អាចបង្កើតជាច្រករបៀងដ៏ធំនៃឧស្ម័នក្តៅ កម្រ និងអ៊ីយ៉ូដខ្ពស់។ វិទ្យុសកម្មនៃឧស្ម័នក្តៅអាចកំដៅរហូតដល់ 300-5000 K ពពកឧស្ម័នដែលមានទីតាំងនៅចម្ងាយនៃកុំព្យូទ័រជាច្រើនពីច្រករបៀង (អត្ថិភាពនៃពពកដែលមានសីតុណ្ហភាពបែបនេះគឺមិនអាចទៅរួចទេក្នុងគំរូពីរដំណាក់កាលសាមញ្ញនៃ M. g. ដែលបានពិពណ៌នាខាងលើ។ )
ការផ្ទុះនៃ supernovae ដែលបាន "ខួង" ថាសឧស្ម័ននៃកាឡាក់ស៊ីឆ្លងកាត់និងតាមរយៈការបណ្តាលឱ្យលំហូរឧស្ម័នចេញពីយន្តហោះនៃកាឡាក់ស៊ីចូលទៅក្នុងចន្លោះ intergalactic ។ បរិស្ថាននិងកំដៅវានៅទីនោះរហូតដល់ 10 7 -10 8 K. ជាលទ្ធផលនៅក្នុង intergalactic ។ ឧស្ម័នដែលសំបូរទៅដោយធាតុធ្ងន់ចូលទៅក្នុងឧបករណ៍ផ្ទុក។ វាអាចទៅរួចដែលថាវាគឺជាអរគុណចំពោះដំណើរការទាំងនេះដែល intergalactic ឧស្ម័ននៅក្នុងចង្កោមកាឡាក់ស៊ីមានជាតិដែកស្ទើរតែដូចគ្នាទៅនឹងបរិយាកាសរបស់ព្រះអាទិត្យ។ ជាក់ស្តែង ផ្នែកមួយនៃឧស្ម័នធ្លាក់ចូលទៅក្នុងកាឡាក់ស៊ី។ យន្តហោះក្នុងទម្រង់ជាពពករយៈទទឹងខ្ពស់ និងល្បឿនខ្ពស់នៃអ៊ីដ្រូសែន។
5. ដំណើរការដែលកើតឡើងនៅក្នុងបរិវេណឧស្ម័ន-ធូលី
សារធាតុនៅក្នុងស្មុគ្រស្មាញឧស្ម័ន - ធូលីគឺក្រាស់ល្មមមិនឆ្លងទៅជម្រៅដ៏ធំនៃមេ។ ផ្នែកនៃវិទ្យុសកម្មដែលជ្រាបចូល។ ដូច្នេះ magma នៅក្នុងស្មុគស្មាញគឺត្រជាក់ជាងនៅក្នុងពពក interstellar ហើយមានភាគច្រើនជាទម្រង់ម៉ូលេគុល។ ម៉ូលេគុលត្រូវបានបង្កើតឡើង។ អារេ នៅក្នុងប្រតិកម្មម៉ូលេគុលអ៊ីយ៉ុង ក៏ដូចជាលើផ្ទៃនៃភាគល្អិតធូលី (ម៉ូលេគុល H 2 និងមួយចំនួនផ្សេងទៀត សូមមើល)។ អ៊ីយ៉ុងអ៊ីយ៉ុងដែលចាំបាច់សម្រាប់ការកើតឡើងនៃប្រតិកម្មអ៊ីយ៉ុងម៉ូលេគុលត្រូវបានគាំទ្រដោយវិទ្យុសកម្មកាំរស្មីយូវីនៃផ្កាយ (នៅក្នុងតំបន់ដែលការស្រូបយកពន្លឺរវាងផ្កាយ) និងជាក់ស្តែង លោហធាតុ។ ធ្នឹមនៃថាមពលទាប (4-12 K) បាច់។ រួមគ្នាជាមួយនឹងដំណើរការទាំងនេះនៅក្នុងបំណែកត្រជាក់នៃពពកម៉ូលេគុល ពួកវានាំទៅដល់ការលេចចេញនូវបណ្តុំនៃឧស្ម័ន-ធូលីដីដែលទំនាញដោយខ្លួនឯងនៃម៉ាស់ផ្កាយ - ប្រូតូស្តារ ដែលផ្កាយត្រូវបានបង្កើតឡើងជាបន្តបន្ទាប់។
ដូច្នេះ ពពកម៉ូលេគុលគួរតែឆាប់រហ័ស (ក្នុងរយៈពេល ១០ ៦ ឆ្នាំ) ក្លាយជាផ្កាយ។ ដោយសារតែ ពួកវាមានរយៈពេលយូរជាងនេះ កត្តាដែលពន្យឺតការបង្កើតផ្កាយត្រូវតែធ្វើសកម្មភាព (ឧទាហរណ៍ សម្ពាធម៉ាញេទិច ភាពច្របូកច្របល់ ការឡើងកំដៅនៃឧស្ម័នដោយផ្កាយដែលកំពុងលេចចេញមក សូមមើល)។
6. ការវិវត្តន៍នៃឧស្ម័នអន្តរតារា
Mg តែងតែផ្លាស់ប្តូរបញ្ហាជាមួយតារា។ យោងតាមការប៉ាន់ប្រមាណនាពេលបច្ចុប្បន្ននេះនៅក្នុង Galaxy ឧស្ម័នឆ្លងកាត់ចូលទៅក្នុងផ្កាយក្នុងបរិមាណក្នុងមួយឆ្នាំ។ ទន្ទឹមនឹងនេះដែរ តារា, ឆ។ អារេ នៅលើ ដំណាក់កាលចុងការវិវត្តន៍បាត់បង់សារធាតុ (សូមមើល) និងបំពេញបន្ថែម M. g.
ផ្នែកនៃសារធាតុបញ្ចេញបានចូលរួម ប្រតិកម្ម thermonuclearនៅក្នុងជម្រៅនៃផ្កាយ និងសម្បូរទៅដោយធាតុធ្ងន់នៅទីនោះ។ ដូច្នេះយូរ ៗ ទៅសមាសភាព (ភាពសម្បូរបែបនៃធាតុ) នៅក្នុង Mg ផ្លាស់ប្តូរ។ នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីផ្សេងៗគ្នា និងនៅក្នុងផ្នែកផ្សេងៗនៃកាឡាក់ស៊ីនីមួយៗ ដំណើរការទាំងនេះទៅជាមួយ ល្បឿនផ្សេងៗ. ជាលទ្ធផលនៅក្នុងគីមី។ ហើយសមាសធាតុអ៊ីសូតូមនៃ M. ភាពមិនដូចគ្នាលេចឡើង ហើយខាងលើជម្រាលទាំងអស់នៃសារធាតុគីមី។ សមាសភាពនៅតាមបណ្តោយរ៉ាឌីកាឡាក់ទិក។ ខិតទៅជិតកណ្តាលនៃកាឡាក់ស៊ី វាលម៉ាញេទិកគឺសម្បូរទៅដោយធាតុធ្ងន់។
វានៅតែមិនទាន់ដឹងថាតើនៅពេលណា និងដោយរបៀបណា ឧស្ម័នបឋម (ដែលមានសមាសធាតុ 75% H និង 25% គាត់ដោយម៉ាស់ សូមមើល) សំបូរទៅដោយធាតុធ្ងន់៖ ថាតើវានៅមុនការកកើតកាឡាក់ស៊ី ឬនៅដើមដំបូងនៃការវិវត្តន៍របស់វា។ . ប៉ុន្តែវាច្បាស់ណាស់ថានៅដំណាក់កាលដំបូងនៃប្រវត្តិសាស្រ្តនៃកាឡាក់ស៊ីដំណើរការនេះគឺសកម្មជាងពេលបច្ចុប្បន្ន។
នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីដែលមាន sp ។ សន្ទុះនៃសន្ទុះក្នុងរយៈពេល ~ 109 ឆ្នាំបន្ទាប់ពីការបង្កើតរបស់ពួកគេ M. g. បានតាំងទីលំនៅទៅក្នុងឌីសដែលសំបូរទៅដោយធាតុធ្ងន់។ ការបង្កើតផ្កាយបន្ថែមទៀតបានកើតឡើងនៅក្នុងថាស។ នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ី S ការបង្កើតផ្កាយនៅក្នុងថាសត្រូវបានជំរុញដោយរលកឆក់វង់។ ជាមួយនឹងការឆ្លងកាត់នីមួយៗតាមរយៈរលកឆក់វង់ ធាតុឧស្ម័នថយចុះ បាត់បង់ថាមពល ហើយជាមួយនឹងបដិវត្តន៍នីមួយៗចូលទៅជិតកណ្តាលនៃកាឡាក់ស៊ី។
រលកវង់មិនបង្កើតនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ី Ir ទេ ហើយឧស្ម័នបានអស់បន្តិចម្តងៗ។ ដូច្នេះហើយនៅពេលបច្ចុប្បន្ន ពួកវាសម្បូរទៅដោយឧស្ម័នច្រើនបំផុត (មើលឃើញមាតិកានៃអ៊ីដ្រូសែនអាតូមិកគឺ ១៨% នៃម៉ាស់កាឡាក់ស៊ី)។ នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ី lenticular (SO) ផ្នែកមួយនៃឧស្ម័នប្រហែលជាត្រូវបានសាយភាយចូលទៅក្នុង intergalactic ។ លំហក្នុងអំឡុងពេលអន្តរកម្មរបស់ពួកគេជាមួយកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀត ហើយឧស្ម័នដែលនៅសល់មិនគ្រប់គ្រាន់សម្រាប់ការបង្កើតផ្កាយសកម្មនោះទេ។
ដូច្នេះនៅក្នុងដំណើរការនៃការវិវត្តន៍នៃកាឡាក់ស៊ី វដ្តនៃរូបធាតុកើតឡើង៖ Mg stars Mg ដែលនាំឱ្យមានការកើនឡើងបន្តិចម្តងនៃមាតិកានៃធាតុធ្ងន់នៅក្នុង Mg និងផ្កាយ និងការថយចុះនៃបរិមាណ Mg ក្នុងកាឡាក់ស៊ីនីមួយៗ។ . នៅក្នុងប្រភេទផ្សេងគ្នានៃកាឡាក់ស៊ី ការថយចុះនៃ magma ដំណើរការក្នុងអត្រាខុសគ្នាយ៉ាងខ្លាំង។ វាអាចទៅរួចដែលថាដំណើរការនៃការបង្កើតផ្កាយ និងការបង្កើនឧស្ម័នជាមួយនឹងធាតុធ្ងន់ៗបានដំណើរការដោយគ្មានឯកតានៅក្នុង Galaxy ពោលគឺឧ។ ជាច្រើន នៅពេលដែលនៅក្នុងប្រវត្តិសាស្ត្ររបស់ Galaxy ការបង្កើតផ្កាយអាចត្រូវបានពន្យារពេលរាប់ពាន់លានឆ្នាំ។ នេះជាគោលការណ៍គួរតែមានឥទ្ធិពលលើភាពសម្បូរបែបនៃធាតុនៅក្នុង ប្រភេទផ្សេងៗចំនួនប្រជាជនតារា។
មធ្យម interstellar- នេះគឺជាសារធាតុ និងវាលដែលបំពេញចន្លោះរវាងផ្កាយនៅខាងក្នុង Galaxy ។ ភាគច្រើននៃរូបធាតុរវាងផ្កាយធ្លាក់លើឧស្ម័ន និងធូលីដ៏កម្រ។ ឧបករណ៍ផ្ទុកផ្កាយទាំងមូលត្រូវបានជ្រាបចូល វាលម៉ាញេទិក, កាំរស្មីលោហធាតុ, វិទ្យុសកម្មអេឡិចត្រូម៉ាញ៉េទិច។
សមាសធាតុសំខាន់នៃអន្តរតារាគឺ ឧស្ម័នអន្តរតារាដែលមានអ៊ីដ្រូសែន (70%) និងអេលីយ៉ូម (28%) ។ នៅសល់នៃម៉ាស់ឧស្ម័នរវាងផ្កាយត្រូវបានបង្កើតឡើងដោយធាតុគីមីធ្ងន់ជាង (O, C, N, Ne, S, Ar, Fe ។ល។) ។ ម៉ាស់នៃរូបធាតុអន្តរតារានៅក្នុង Galaxy របស់យើង (មិនរាប់បញ្ចូល Corona) ត្រូវបានគេប៉ាន់ស្មានថាមានចំនួន 2% នៃ ម៉ាស់សរុបកាឡាក់ស៊ីទាំងមូល។ អាស្រ័យលើលក្ខខណ្ឌសីតុណ្ហភាព និងដង់ស៊ីតេ ឧស្ម័នអន្តរតារាត្រូវបានគេសង្កេតឃើញនៅក្នុងរដ្ឋចំនួនបី៖ អ៊ីយ៉ូដ អាតូម និងម៉ូលេគុល។
ការសង្កេតបរិយាកាសបន្ថែមនៅក្នុងជួរអ៊ុលត្រាវីយូឡេបានបង្ហាញឧស្ម័នក្តៅខ្លាំង (អ៊ីដ្រូសែន) ដែលមានសីតុណ្ហភាព 10 6 K ដែលបំពេញ ភាគច្រើនបរិមាណនៃកាឡាក់ស៊ី។ ឧស្ម័នក្តៅដែលមានដង់ស៊ីតេទាបបែបនេះត្រូវបានផលិតដោយការផ្ទុះ supernova និងការបាត់បង់រូបធាតុដោយយក្សក្តៅក្នុងទម្រង់ជាខ្យល់តារាក្តៅ។ ដង់ស៊ីតេនៃឧស្ម័នបែបនេះគឺ 1.6 · 10 -3 ភាគល្អិតក្នុង 1 សង់ទីម៉ែត្រ 3 ។
ទិន្នន័យសំខាន់នៃឧស្ម័នអន្តរតារាត្រូវបានទទួលដោយវិធីសាស្រ្តតារាសាស្ត្រវិទ្យុបន្ទាប់ពីការបំភាយវិទ្យុនៃអ៊ីដ្រូសែនអាតូមិចអព្យាក្រឹតនៅរលកចម្ងាយ 21 សង់ទីម៉ែត្រត្រូវបានគេរកឃើញនៅឆ្នាំ 1951 ។ ផ្នែកសំខាន់នៃឧស្ម័នអន្តរតារាគឺប្រមូលផ្តុំនៅក្នុងដៃវង់របស់ Galaxy ។ នៅក្នុងពួកវាឧស្ម័នត្រូវបានចែកចាយមិនស្មើគ្នា: វាត្រូវបានប្រមូលនៅក្នុងទ្រង់ទ្រាយ ragged រាប់សិបនិងរាប់រយសេកនៅក្នុងទំហំ។ ប្រហែលពាក់កណ្តាលនៃម៉ាស់នៃឧស្ម័ន interstellar មាននៅក្នុងយក្ស ពពកម៉ូលេគុលសហ ទម្ងន់មធ្យោមម៉ាស់ពន្លឺព្រះអាទិត្យ 105 និងមានអង្កត់ផ្ចិតប្រហែល 40 ភី។
ធូលី interstellar - ទាំងនេះតូច ភាគល្អិតរូបរាងមិនទៀងទាត់ដែលមានទំហំពី 0.01 ទៅ 1 micron ។ ពួកវាមានស្នូល refractory និងសំបកនៃសមាសធាតុងាយនឹងបង្កជាហេតុ។ ធូលីដើរតួនាទីយ៉ាងសំខាន់ និងចូលរួមយ៉ាងសកម្មនៅក្នុងដំណើរការដែលកើតឡើងនៅក្នុងសកលលោក។
បន្ថែមពីលើឧស្ម័ន និងធូលីកម្រនៅក្នុងលំហ interstellar មួយចំនួនធំ ភាគល្អិតបឋមនិងស្នូល អាតូមផ្សេងៗគ្នា(អេឡិចត្រុង ស្នូលអេលីយ៉ូម និងច្រើនទៀត ធាតុធ្ងន់) ស្ទ្រីមនៃភាគល្អិតទាំងនេះត្រូវបានគេហៅថា កាំរស្មីលោហធាតុ. នៅលើផ្ទៃដី 1 ម 2 ជាមធ្យមប្រហែល 10 ពាន់ភាគល្អិតខុសៗគ្នាធ្លាក់រៀងរាល់វិនាទី។
មិនមែនគ្រប់ភាគល្អិតដែលបង្កើតជាកាំរស្មីលោហធាតុមករកយើងពីជម្រៅនៃសកលលោកនោះទេ។ ពួកគេជាច្រើនមាន ប្រភពដើមពន្លឺព្រះអាទិត្យ- ពួកវាកើតក្នុងអំឡុងពេលផ្ទុះពន្លឺព្រះអាទិត្យ។ ប្រភពចម្បងនៃកាំរស្មីលោហធាតុនៅក្នុង Galaxy គឺសំណល់ supernova និង pulsars ។
ការសង្កេតបង្ហាញថា ការបំភាយវិទ្យុក៏មករកយើងពីតំបន់នៃលំហអន្តរតារា ដែលមិនមានសំណល់ supernova ឡើយ។ ដូច្នេះ ដែនម៉ាញេទិកក៏មាននៅក្នុងលំហអន្តរតារាដែរ។
