Buscar presentaciones. Galaxia: sistema de estrellas, gases inter-almacenamiento, polvo y materia oscura. Presentación de la nube de gas y polvo interestelar.

Presentación: nebulosa y clusters estrella Zelobservatory.ru.

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Realizado: Filatova Galina Petrovna Profesor de Física Mou "Koltalovskaya Sosh" Distrito de Kalininsky de la región de Tver.

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Inicialmente, las nebulosas en la astronomía llamaron a cualquier extensión fija (difusa) resplandecientes objetos astronómicos, incluidos grupos de estrellas o galaxias fuera de la Vía Láctea, que no se pudieron resolver en las estrellas. Algunos ejemplos de dicho uso aún se conservan. Por ejemplo, Andrómeda Galaxy a veces se llama "Andromeda Nebula". Por lo tanto, Charles Messier, intensivamente involucrado en la búsqueda de cometa, ascendió a en 1787 un catálogo de objetos difusos fijos similares a los cometas. El catálogo de Mesia fue golpeado tanto por la nebulosa como por las galaxias (por ejemplo, la galaxia de Andromeda Galaxy M31 mencionada anteriormente) y las acumulaciones de las estrellas de pelota (M13 acumulación de Hércules). Como la astronomía y la resolución de la capacidad de los telescopios, el concepto de "nebulosa" se aclaró cada vez más: se identificó parte de las "nebulosas" como grupos de estrellas, nebulosas de penetración de gas oscuro (absorbente), finalmente, en la década de 1920. . Primer Lundmark, y luego Hubble logró resolver las áreas periféricas de las galaxias en las estrellas y, por lo tanto, establecer su naturaleza. A partir de este momento, el término "nebulosa" se usa en el sentido dado anteriormente.

La característica principal utilizada en la clasificación de la absorción de nebulosas o la radiación (dispersión) de la luz, es decir, de acuerdo con este criterio de nebulosa, se dividen en oscuridad y brillante. El primero se observa debido a la absorción de la radiación de las fuentes ubicadas detrás de ellas, la segunda debido a su propia radiación o reflexión (dispersión) de la luz de las luces ubicadas cerca de las estrellas. La naturaleza de la radiación de las nebulosas ligeras, las fuentes de energía que excitan su radiación dependen de su origen y pueden tener una naturaleza diversa; A menudo en la misma nebulosa hay varios mecanismos de radiación. La división de nebulosas en gas y polvo en gran medida condicionalmente: todas las nebulosas contienen polvo y gas. Dicha división se debe históricamente a varias formas de observación y mecanismos de radiación: la presencia de polvo es más pronunciada cuando la radiación es absorbida por las emisiones de las fuentes ubicadas detrás de ellas y, cuando se reflejan o se disipan, o se vuelven a vaciar el polvo contenido en la nebulosa de radiación ubicada cerca o en las estrellas más nebulosas; La radiación propia del componente de gas de la nebulosa se observa cuando se ioniza por la radiación ultravioleta ubicada en las nebulosas de la estrella caliente (las regiones de emisión h II del hidrógeno ionizado alrededor de las asociaciones de estrellas o la nebulosa planetaria) o cuando se calienta el entorno intersticial por una onda de choque debido a la explosión de supernovas o exposición a los poderosos vientos estrella de las estrellas tipo lobo.

Las nebulosas oscuras son nubes densas (generalmente moleculares) de gas interior y polvo interestelar, no transparentes debido a la absorción interestelar del polvo ligero. Por lo general, son visibles en el fondo de las nebulosos ligeros. Menos a menudo, las nebulosas oscuras son visibles en el fondo de la Vía Láctea. Estas son la nebulosa, una bolsa de carbón y mucho más pequeño, llamado glóbulo gigantesco. Nebula Konskaya Head, Tiro Telescopio Hubble

La absorción interestelar de la luz A V en las nebulosas oscuras varía ampliamente, de 110 m a m en la más densa. La estructura de las nebulosas con un gran A V es susceptible de estudiar solo por métodos de radioastronomía y submillímetro astronomía, principalmente sobre las observaciones de los radiolinos moleculares y la radiación infrarroja de polvo. A menudo, se detectan sellos separados con una V a M dentro de las nebúas oscuras en las que se generan las estrellas. En aquellas partes de las nebulosas que están translúcidos en el rango óptico, una estructura fibrosa es bien notable. Las fibras y el escape total de las nebulosas se asocian con la presencia de campos magnéticos en ellos, impiden el movimiento de la sustancia a lo largo de las líneas eléctricas y que llevan al desarrollo de una serie de modos de inestabilidad magnetohidrodinámica. El componente de polvo de la sustancia de las nebulosas se asocia con campos magnéticos debido al hecho de que el polvo está cargado eléctricamente.

Las nebulosas reflectantes son las nubes de polvo de gas resaltadas por las estrellas. Si la estrella (estrellas) está en la nube entre almacenamiento o junto a ella, pero no lo suficiente (caliente) para ionizar alrededor de sí misma una cantidad significativa de hidrógeno interestelar, la fuente principal de radiación óptica de la nebulosa es la luz de las estrellas. Dispersos por el polvo interestelar. Un ejemplo de tales nebulosas son nebulosas alrededor de las estrellas brillantes en el grupo de las Pleiadas. Nebulosa reflectante "Ángel" se encuentra a una altitud de 300 PC sobre el plano de la galaxia

Las nebulosas más reflectantes se encuentran cerca del plano de la Vía Láctea. En algunos casos, se observan nebulosas reflectantes en altas latitudes galácticas. Es la nubes de polvo de gas (a menudo molecular) de varios tamaños, formas, densidad y masas, resaltadas por la radiación acumulada de las estrellas del disco de la vía láctea. Son difíciles de explorar debido a un brillo superficial muy bajo (generalmente mucho más débil el fondo del cielo). A veces, se proyectó en las imágenes de las galaxias, llevan a la aparición de galaxias en las fotografías de las partes inexistentes de las colas, los puentes, etc., algunas nebulosas reflectantes tienen una apariencia cometadora y se llaman cometecos. En la "cabeza" de tal nebulosa, generalmente hay una tonelada de estrella variable, iluminando la nebulosa. Tales nebulosas a menudo tienen un brillo variable, seguimiento (con retraso en el momento de la propagación de la luz) la variabilidad de la radiación que ilumina sus estrellas. Las dimensiones de las nebulosas cometistas suelen ser centésimas pequeñas de parses.

Una rara variedad de nebulosa reflexiva es el llamado eco de luz, observado después del brote de una nueva estrella 1901 en la constelación de Persees. Un brote brillante de un nuevo polvo resaltado estrella, y unos años tenían una nebulosa débil, extendiéndose en todas las direcciones a la velocidad de la luz. Además del eco de la luz después de los brotes de nuevas estrellas, se forman las nebulosas de gas, similares a los restos de brotes de supernovas. Nebulosa merópica reflectante

Muchas nebulosas reflectantes tienen una estructura de fibra delgada con un sistema de fibras casi paralelas con un espesor de varios centésimas o milésimas fracciones de una parseca. El origen de la fibra se asocia con la ranura o permutación de inestabilidad en la nebulosa, penetrada por el campo magnético. Las fibras del gas y el polvo empujan las líneas eléctricas del campo magnético y están incrustadas entre ellos, formando hilos delgados. El estudio de la distribución del brillo y la polarización de la luz en la superficie de las nebulosas reflectantes, así como la medición de la dependencia de estos parámetros en la longitud de onda, le permite establecer dichas propiedades del polvo inter-campesino, como albedo, Indicador de dispersión, tamaño, forma y orientación de polvo.

Nebula, ionizada por radiación, partes del gas interior, fuertemente ionizado por la radiación de las estrellas u otras fuentes de radiación ionisal. Los representantes más importantes y comunes, así como los representantes más estudiados de tales nebulosas son áreas de hidrógeno ionizado (zona H II). En las zonas H II, la sustancia se ioniza casi completamente y se calienta a una temperatura de ~ 10 4 a la radiación ultravioleta de las estrellas dentro de ellas. Dentro de las zonas HII, toda la radiación de la estrella en el continuo Layman se procesa en radiación en las líneas de la serie subordinada, de acuerdo con el teorema de Muselenda. Por lo tanto, en el espectro de nebulosas difusas, líneas muy brillantes de la serie Balmer, así como la línea alfa de Liman. Solo las zonas enrarecidas de la zona de baja densidad se ionizan por la radiación de las estrellas, en T. n. Gas coronal.

La nebulosa, ionizada por la radiación, también se produce alrededor de poderosas fuentes de rayos X en la Vía Láctea y en otras galaxias (incluidas en las galaxias activas y los núcleos quásares). Las temperaturas más altas se caracterizan a menudo que en las zonas H II, y un mayor grado de ionización de elementos pesados \u200b\u200bzona gigante de formación de estrellas NGC 604.

Las especies de nebulosas de emisión son nebulosas planetarias formadas por las Atmósferas de Capas de Exposición Superior de las Estrellas; Esto suele ser una cáscara desechada por una estrella gigante. La nebulosa se está expandiendo y brilla en el rango óptico. Las primeras nebulosas planetarias fueron abiertas por W. Gershelem alrededor de 1783 y se nombran después de su similitud externa con los discos de los planetas. Sin embargo, no todas las nebulosas planetarias tienen una forma de disco: muchas tienen la forma de un anillo o se estiran simétricamente a lo largo de una determinada dirección (nebulosa bipolar). La estructura fina en forma de chorros, espirales, globos pequeños es notable dentro de ellos. La tasa de expansión de las millas de nebulosas planetarias, de KM / C, el diámetro de 0.010.1 PC, una masa típica de aproximadamente 0,1 masa del sol, vida útil de unos 10 mil años. Nebulosa planetaria "Ojo felino".

La variedad y numerosas fuentes del movimiento supersónico de la sustancia en el medio inter-almacenamiento conducen a un gran número y una variedad de nebulosas creadas por las ondas de choque. Típicamente, tales nebulosas son de corta duración, ya que desaparecen después del agotamiento de la energía cinética del gas móvil. Las principales fuentes de fuertes olas de choque en el medio interestelar son las explosiones de las explosiones de las descargas de conchas con brotes de supernova y nuevas estrellas, así como al viento estrellado. En todos estos casos, hay una fuente puntual de emisiones de la sustancia (STAR). Las nebulosas creados de esta manera tienen la apariencia de una cubierta en expansión, en forma cercana a esférica. La sustancia expulsada tiene la velocidad del orden de cientos y miles de km / s, por lo que la temperatura del gas detrás del frente de la onda de choque puede alcanzar muchos millones e incluso mil millones de títulos.

El gas se calentó a una temperatura de varios millones de grados irradia principalmente en el rango de rayos X tanto en un espectro continuo como en las líneas espectrales. En las líneas espectrales ópticas, se ilumina muy ligeramente. Cuando la onda de choque cumple con la heterogeneidad del medio interestelar, envuelve sellos. Sellos interiores, una onda de choque más lenta está propagando la radiación en las líneas espectrales del rango óptico. Como resultado, surgen fibras brillantes, bien visibles en las fotos. El principal frente del shock, engargando la combinación del gas interior, lo lleva en movimiento hacia su distribución, pero con menos de la onda de choque, la velocidad. Lápiz de nebulosa - onda de choque del brote de supernova

Las nebulosas más brillantes creadas por las ondas de choque son causadas por explosiones de supernovas y se llaman los restos de brotes de supernovas. Juegan un papel muy importante en la formación de la estructura del gas interestelar. Junto con las características descritas, se caracteriza por una emisión de radio no coordinada con un espectro de energía, causado por electrones relativistas, acelerados tanto en el proceso de explosión por supernova como más tarde con un púlsar, generalmente restante después de la explosión. Nebula, relacionada con las explosiones de nuevas estrellas, pequeñas y débiles y de corta duración residuos flash con supernova 1054

Otro tipo de nebulosas creadas por las ondas de choque se asocia con el viento estrella de las estrellas del distrito de Wolf. Estas estrellas se caracterizan por un viento estrella muy poderoso con una corriente de masa por año y la tasa de vencimiento (1 3) × 10 3 km / s. Crean tamaño de nebulosas en varios parses con fibras brillantes. A diferencia de los remanentes de los brotes de supernovas, la emisión de radio de estas nebulosas tiene una naturaleza térmica. La vida útil de tales nebulosas se limita a la duración de las estrellas en la etapa de la estrella de lobo de lobo y cerca de 10 5 años. Casco Torá Nebula alrededor de lobo Star Ray

Las ondas de choque de velocidades más pequeñas ocurren en las áreas del medio interestelar en el que se produce la formación de estrellas. Conducen al calentamiento térmico a cientos y miles de grados, la excitación de los niveles moleculares, la destrucción parcial de moléculas, el calor del polvo. Tales ondas de choque son visibles en forma de nebúas alargadas que brillan principalmente en el rango de infrarrojos. Se encuentran una serie de tales nebulosas, por ejemplo, en un enfoque de la formación de estrellas asociada con la nebulosa de Orion. Nebulosa de Orión y región de formación de estrellas gigantes

Gas y polvo de emergencia.

El medio interestelar es una sustancia y campos que llenan el espacio interestelar dentro de las galaxias. Ingredientes: gas interior, polvo (1% de masa de gas), campos magnéticos inter-campesinos, rayos cósmicos, así como materia oscura. Todo el medio interestelar está impregnado con campos magnéticos, rayos cósmicos y radiación electromagnética.

El gas interior es el componente principal de la nebulosa. El gas interior es transparente. La masa total de gases interestelares en la galaxia supera los 10 mil millones de la masa del sol o un pequeño por ciento de la masa total de todas las estrellas de nuestra galaxia. La concentración promedio de átomos de gas interestelar es inferior a 1 átomo en CM³. Su masa principal se encuentra cerca del plano de la galaxia en una capa de espesor de varios cientos de parsek. La densidad de gas en promedio es de aproximadamente 10 -21 kg / m³. La composición química es aproximadamente la misma que en la mayoría de las estrellas: consiste en hidrógeno y helio (90% y 10% en términos de átomos, respectivamente) con una pequeña impureza de elementos más pesados \u200b\u200b(O, C, N, NE, Si, etc.).

Dependiendo de la temperatura y la densidad, el gas interior está en estados moleculares, atómicos o ionizados.

Los datos principales sobre el gas interestelar se obtuvieron mediante métodos de radioastronomía, después de 1951, la emisión de radio se detectó por un hidrógeno atómico neutro en una onda de 21 cm. Resultó que el hidrógeno atómico tiene una temperatura de 100 k en el disco de galaxia. 200-300 PC a una distancia de 15-20 PDA de su centro. Tomando y analizando esta radiación, los científicos aprenden sobre la densidad, la temperatura y el movimiento del gas interior en el espacio exterior.

Alrededor de la mitad del gas interior se encuentra en las gigantescas nubes moleculares con una masa promedio de 10 ^ 5 de la masa del sol y un diámetro de aproximadamente 40 PC. Debido a la baja temperatura (aproximadamente 10 k) y una densidad mayor (hasta 10 ^ 3 partículas en 1 cm ^ 3), hidrógeno y otros elementos en estas nubes se combinan en la molécula.

Hay alrededor de 4,000 tales nubes moleculares en la galaxia.

Las áreas de hidrógeno ionizado con una temperatura de 8000-10000 k se manifiestan en el rango óptico como nebulosas de difusión ligera.

Los rayos ultravioleta, en contraste con las vigas de la luz visible, son absorbidas por el gas y le dan su energía. Debido a esto, las estrellas calientes su radiación ultravioleta calienta el gas ambiental a una temperatura de aproximadamente 10,000 k. El gas calentado comienza a irradiar la luz, y lo observamos como una nebulosa de gas de luz.

Tales nebulosas son punteros de lugares que ocupan actualmente.

Así que en la gran nebulosa de Orión con la ayuda de un telescopio satelital de Hubble, se encontraron protozos, rodeados de discos protoplanentes.

Gran nebulosa Orión es la nebulosa de gas más brillante. Es visible en binoculares o en un pequeño telescopio.

Tipo especial de nebulosas son nebulosas planetarias, que parecen discos o anillos que brillan intensamente, parecidos a discos de planetas. Fueron inaugurados en 1783 por U. Herchelem, y ahora son más de 1200. En el centro de una nebulosa, hay un resto del fallecido gigante rojo - Hot Blanco enano o estrella de neutrones. Bajo la influencia de la presión de gas interna, la nebulosa planetaria se está expandiendo aproximadamente a una velocidad de 20-40 km / s, mientras que la densidad del gas baja.

(Imagen planetaria de reloj de arena nebulosa)

Polvo interior: partículas microscópicas sólidas, junto con el espacio de llenado de gas intersticial entre estrellas. Actualmente se cree que el polvo tiene un núcleo refractario, rodeado de materia orgánica o concha de hielo. La composición química del núcleo está determinada por la atmósfera de la cual se condensaron las estrellas. Por ejemplo, en el caso de las estrellas de carbono, consistirán en grafito y carburo de silicio.

El tamaño de partícula típico del polvo interestelar de 0.01 a 0.2 μm, la masa total de polvo es aproximadamente el 1% de la masa de gas total. Las luces de las estrellas calientan el polvo inter-almacenamiento a varias decenas de Kelvin, debido a que el polvo interior es una fuente de radiación infrarroja de onda larga.

Debido al polvo, las formaciones de gas más denso son las nubes moleculares, casi opacas y se ven en el cielo como áreas oscuras, casi privadas de las estrellas. Tales formaciones se llaman nebulosas oscuras difusas. (imagen)

El polvo también afecta a los procesos químicos que pasan en el medio interestelar: los gránulos de polvo contienen elementos pesados \u200b\u200bque se utilizan como catalizador en varios procesos químicos. Los gránulos de polvo también están involucrados en la formación de moléculas de hidrógeno, lo que aumenta el ritmo de la formación de estrellas en las nubes de metal pobre.

Medios de estudio de polvo interestelar.

• Estudio remoto.
• Investigación de micrometeoritos N y el tema de los recintos de polvo intersticial.
• El estudio de la precipitación oceánica para la presencia de partículas de polvo cósmico.
• El estudio de partículas de polvo cósmico presente en grandes altitudes en la atmósfera de la Tierra.
• Corriendo la nave espacial para recoger, estudiar y entregar partículas de polvo interestelar a la Tierra.

Interesante

• Durante el año, más de 3 millones de toneladas de polvo cósmico caen en la superficie de la Tierra, así como de 350 mil a 10 millones de toneladas de meteoritos: cuerpos de piedra o metal, que vuelan a la atmósfera de espacios cósmicos.
• Solo en los últimos 500 años, la masa de nuestro planeta aumentó en mil millones de toneladas debido a la sustancia externa, que es de solo 1.7 · 10 -16% de la masa de la Tierra. Sin embargo, parece afectar el movimiento anual y diario de nuestro planeta.

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