Бестер описание. Разведение рыбы бестер — гибрид стерляди и белуги
Межзвёздный газ
Межзвёздный газ - это разрежённая газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами. Межзвёздный газ прозрачен. Полная масса межзвёздного газа в Галактике превышает 10 миллиардов масс Солнца или несколько процентов суммарной массы всех звёзд нашей Галактики. Средняя концентрация атомов межзвёздного газа составляет менее 1 атома в см³. Основная его масса заключена вблизи плоскости Галактики в слое толщиной несколько сотен парсек. Плотность газа в среднем составляет около 10 −21 кг/м³. Химический состав примерно такой же, как и у большинства звёзд: он состоит из водорода и гелия (90 % и 10 % по числу атомов, соответственно) с небольшой примесью более тяжёлых элементов. В зависимости от температуры и плотности межзвёздный газ пребывает в молекулярном, атомарном или ионизованном состояниях. Наблюдаются холодные молекулярные облака, разреженный межоблачный газ, облака ионизованного водорода с температурой около 10 тыс. К. (Туманность Ориона), и обширные области разреженного и очень горячего газа с температурой около миллиона К. Ультрафиолетовые лучи, в отличие от лучей видимого света, поглощаются газом и отдают ему свою энергию. Благодаря этому горячие звёзды своим ультрафиолетовым излучением нагревают окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность. Более холодный, «невидимый» газ наблюдают радиоастрономическими методами. Атомы водорода в разреженной среде излучают радиоволны на длине волны около 21 см. Поэтому от областей межзвёздного газа непрерывно распространяются потоки радиоволн. Принимая и анализируя это излучение, учёные узнают о плотности, температуре и движении межзвёздного газа в космическом пространстве.
Межзвёздная среда | ||
---|---|---|
Составляющие | Межзвёздный газ · Межзвёздная пыль · Межзвёздное облако · Космические лучи · Магнитное поле | |
Туманности | Диффузная (светлая) туманность · Тёмная туманность · Эмиссионная туманность · Отражательная туманность · Остаток сверхновой · Планетарная туманность · Протопланетарная туманность | |
Области звездообразования | Молекулярное облако · Глобула · Область H II | |
Околозвёздные образования | Аккреционный диск · Протопланетный диск · Полярные струйные течения · Объект Хербига - Аро | |
Излучение | Звёздный ветер · Реликтовое излучение |
Wikimedia Foundation . 2010 .
Смотреть что такое "Межзвёздный газ" в других словарях:
Осн. компонент межзвездной среды, составляющий ок. 99% её массы. M. г. заполняет практически весь объём галактик. Наиб, изучен M. г. в Галактике. M. г. характеризуется большим разнообразием возникающих в нём структур, физ. условий и протекающих… … Физическая энциклопедия
Одна из основных составляющих межзвёздной среды (См. Межзвёздная среда). Состоит в основном из водорода и гелия; общая масса других элементов меньше 3 % …
Материя, заполняющая пространство между звёздами внутри галактик. Материя в пространстве между галактиками наз. межгалактич. средой (см. Скопления галактик. Межгалактический газ). Газ в оболочках вокруг звёзд (околозвёздные оболочки) часто… … Физическая энциклопедия
Межзвёздная пыль твёрдые микроскопические частицы, наряду с межзвёздным газом заполняющие пространство между звёзд. В настоящее время считается что пылинки имеют тугоплавкое ядро, окруженное органическим веществом или ледяной оболочкой.… … Википедия
Карта местного межзвёздного облака Межзвёздная среда (МЗС) вещество и поля, заполняющие межзвёздное пространство внутри галактик … Википедия
Разреженное вещество, межзвёздный газ и мельчайшие пылевые частицы, заполняющие пространство между звёздами в нашей и других Галактиках. В состав М. с. входят, кроме того, Космические лучи, межзвёздные магнитные поля (См. Межзвёздное… … Большая советская энциклопедия
Карта местного межзвездного облака Межзвёздная среда (МЗС) это вещество и поля, заполняющие межзвёздное пространство внутри галактик. Состав: межзвёздный газ, пыль(1 % от массы газа), межзвёздные магнитные поля,космические лучи, а также… … Википедия
Более 200 новообразованных звёзд внутри облака известного как NGC 604 в галактике Треугольника. Звёзды облучают газ высокоэнергетически … Википедия
Карта межзвездного газа в нашей Галактике Межзвёздный газ это разреженная газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами. Межзвёздный газ прозрачен. Полная масса межзвёздного газа в Галактике превышает 10 миллиардов масс Солнца или… … Википедия
Звёздный ветер процесс истечения вещества из звёзд в межзвёздное пространство. Содержание 1 Определение 2 Источники энергии … Википедия
Отправить свою хорошую работу в базу знаний просто. Используйте форму, расположенную ниже
Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.
Размещено на http://www.allbest.ru/
МУНИЦИПАЛЬНОЕ БЮДЖЕТНОЕ ОБЩЕОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ ЛИЦЕЙ №11 ГОРОДА ЧЕЛЯБИНСКА
Реферат
н а тему :
«Газопылевые комплексы . Межзвездная среда »
Выполнила:
Ученица 11э класса
Киселёва Полина Олеговна
Проверила:
Лыкасова Алевтина Павловна
Челябинск 2015
О ГЛАВЛЕНИЕ
Введение
1. История исследований МЗС
2. Основные составляющие МЗС
2.1 Межзвёздный газ
2.2 Межзвёздная пыль
2.3 Межзвёздное облако
2.4 Космические лучи
2.5 Межзвёздное магнитное поле
3. Физические особенности МЗС
4. Туманности
4.1 Диффузная (светлая) туманность
4.2 Тёмная туманность
5. Излучение
6. Эволюция межзвёздной среды
Заключение
Список источников
ВВЕДЕНИЕ
Вселенная, по своей сути, почти пустое пространство. Лишь сравнительно недавно удалось доказать, что звезды существуют не в абсолютной пустоте и что космическое пространство не вполне прозрачно. Звёзды занимают лишь малую часть огромной Вселенной. Вещество и поля, заполняющие межзвездное пространство внутри галактик, называют межзвёздной средой (МЗС). Природа межзвёздной среды столетиями привлекала внимание астрономов и учёных. Термин «межзвёздная среда» впервые был использован Ф.Бэконом в 1626г.
1. ИСТОРИЯ ИССЛЕДОВАНИЙ МЗС
Еще в середине 19 в. российский астроном В.Струве пытался научными методами найти непреложные свидетельства того, что пространство не пустое, и в нем происходит поглощение света далеких звезд, но безуспешно. межзвёздный среда облако газ
Позже немецкий астрофизик Ф.Гартман проводил исследование спектра Дельты Ориона и изучал движение по орбите компаньонов системы Дельты Ориона и свет, приходящий от звезды. Поняв, что некоторая часть света поглощается на пути к Земле, Гартман писал, что «линия поглощения кальция очень слаба», а также, что «некоторым сюрпризом оказалось то, что линии кальция на длине волны 393,4 нанометров не движутся в периодическом расхождении линий спектра, которое присутствует в спектроскопически-двойных звёздах». Стационарная природа этих линий позволила Гартману предположить, что газ, ответственный за поглощение, не присутствует в атмосфере Дельты Ориона, но, напротив, находится вне звезды и расположен между звездой и наблюдателем. Это исследование и стало началом изучения межзвездной среды.
Интенсивные исследования межзвёздной материи позволили У. Пикерингу в 1912 году заявить, что «межзвёздная поглощающая среда, которая как показал Каптейн , поглощает только на некоторых волнах, может свидетельствовать о наличии газа и газообразных молекул, которые исторгаются Солнцем и звёздами».
В том же 1912-м году В. Гесс открыл космические лучи, энергичные заряженные частицы, которые бомбардируют Землю из космоса. Это позволило заявить некоторым исследователям, что они также наполняют собой межзвёздную среду.
После исследований Гартмана, в 1919 году, Эгер во время изучения линий поглощения на волнах 589,0 и 589,6 нанометров в системах Дельты Ориона и Беты Скорпиона обнаружил в межзвёздной среде натрий.
Наличие поглощающей разреженной среды было убедительно показано менее ста лет назад, в первой половине 20 в., путем сравнения наблюдаемых свойств далеких звездных скоплений на различных расстояниях от нас. Это было сделано независимо американским астрономом Робертом Трюмплером (1896-1956) и советским астрономом Б.А. Воронцовым-Вельяминовым (1904-1994). Вернее, так была обнаружена одна из составляющих межзвездной среды - мелкая пыль, из-за которой межзвездная среда оказывается не вполне прозрачной, особенно в направлениях, близких к направлению на Млечный Путь. Присутствие пыли означало, что и видимая яркость, и наблюдаемый цвет далеких звезд искажены, и чтобы узнать их истинные значения, нужен довольно сложный учет поглощения. Пыль, таким образом, была воспринята астрономами как досадная помеха, мешающая исследованию далеких объектов. Но одновременно возник интерес и к изучению пыли как физической среды - ученые стали выяснять, как пылинки возникают и разрушаются, как реагирует пыль на излучение, какую роль играет пыль в образовании звезд.
С развитием радиоастрономии во второй половине 20 в. появилась возможность исследовать межзвездную среду по ее радиоизлучению. В результате целенаправленных поисков было обнаружено излучение атомов нейтрального водорода в межзвездном пространстве на частоте 1420 МГц (что соответствует длине волны 21 см). Излучение на этой частоте (или, как говорят, в радиолинии) предсказал голландский астроном Хендрик ван де Хюлст в 1944 на основании квантовой механики, а обнаружено оно было в 1951 г. после расчета ее ожидаемой интенсивности советским астрофизиком И.С.Шкловским . Шкловский же указал и на возможность наблюдения излучения различных молекул в радиодиапазоне, которое, действительно, было позднее обнаружено. Масса межзвездного газа, состоящего из нейтральных атомов и очень холодного молекулярного газа, оказалось примерно в сто раз большей, чем масса разреженной пыли. Но газ совершенно прозрачен для видимого света, поэтому его нельзя было обнаружить теми же методами, какими была открыта пыль.
С появлением рентгеновских телескопов, устанавливаемых на космических обсерваториях, был обнаружен еще один, наиболее горячий компонент межзвездной среды - очень разреженный газ с температурой в миллионы и десятки миллионов градусов. Ни по оптическим наблюдениям, ни по наблюдениям в радиолиниях этот газ «увидеть» невозможно - среда слишком разрежена и полностью ионизована, но, тем не менее, он заполняет существенную долю объема всей нашей Галактики.
Быстрое развитие астрофизики, изучающей взаимодействие вещества и излучения в космическом пространстве, как и появление новых возможностей наблюдений, позволило детально исследовать физические процессы в межзвездной среде. Возникли целые научные направления - космическая газодинамика и космическая электродинамика , изучающие свойства разреженных космических сред. Астрономы научились определять расстояния до газовых облаков, измерять температуру, плотность и давление газа, его химический состав, оценивать скорости движения вещества. Во второй половине 20 в. выявилась сложная картина пространственного распределения межзвездной среды и ее взаимодействия со звездами. Оказалось, что от плотности и количества межзвездного газа и пыли зависит возможность зарождения звезд, а звезды (прежде всего, наиболее массивные из них), в свою очередь, меняют свойства окружающей межзвездной среды - нагревают ее, поддерживают непрестанное движение газа, пополняют среду своим веществом, меняют ее химический состав.
2. ОСНОВНЫЕ СОСТАВЛЯЮЩИЕ МЗС
Межзвёздная среда включает в себя межзвёздный газ, пыль (1 % от массы газа), межзвёздные магнитные поля, межзвёздное облако, космические лучи, а также тёмную материю. Химический состав межзвёздной среды -- продукт первичного нуклеосинтеза и ядерного синтеза в звёздах.
2 .1 Межзвёздный газ
Межзвёздный газ - это разрежнная газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами. Межзвёздный газ прозрачен. Полная масса межзвёздного газа в Галактике превышает 10 миллиардов масс Солнца или несколько процентов суммарной массы всех звёзд нашей Галактики. Средняя концентрация атомов межзвёздного газа составляет менее 1 атома в смі. Плотность газа в среднем составляет около 10?21 кг/мі. Химический состав примерно такой же, как и у большинства звёзд: он состоит из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжёлых элементов. В зависимости от температуры и плотности межзвёздный газ пребывает в молекулярном, атомарном или ионизованном состояниях. Ультрафиолетовые лучи, в отличие от лучей видимого света, поглощаются газом и отдают ему свою энергию. Благодаря этому горячие звёзды своим ультрафиолетовым излучением нагревают окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность. Более холодный, «невидимый» газ наблюдают радиоастрономическими методами. Атомы водорода в разрежённой среде излучают радиоволны на длине волны около 21 см. Поэтому от областей межзвёздного газа непрерывно распространяются потоки радиоволн. Принимая и анализируя это излучение, учёные узнают о плотности, температуре и движении межзвёздного газа в космическом пространстве.
2 .2 Межзвёздная пыль
Межзвёздная пыль -- твёрдые микроскопические частицы, наряду с межзвёздным газом заполняющие пространство между звёзд. В настоящее время считается что пылинки имеют тугоплавкое ядро, окруженное органическим веществом или ледяной оболочкой. Химический состав ядра определяется тем, в атмосфере каких звёзд они сконденсировались. Например в случае углеродных звёзд, они будут состоять из графита и карбида кремния.
Типичный размер частиц межзвездной пыли от 0,01 до 0,2 мкм, полная масса пыли составляет порядка 1 % от полной массы газа. Свет звёзд нагревает межзвёздную пыль до нескольких десятков K, благодаря чему межзвёздная пыль является источником длинноволнового инфракрасного излучения.
Пыль также влияет на химические процессы, проходящие в межзвездной среде: пылевые гранулы содержат тяжелые элементы, которые используются как катализатор в различных химических процессах. Гранулы пыли участвуют и в образовании молекул водорода, что увеличивает темп звездообразования в металло-бедных облаках
2 .3 Межзвёздное облако
Межзвёздное облако -- общее название для скоплений газа, плазмы и пыли в нашей и других галактиках. Иными словами, межзвёздное облако имеет более высокую плотность, чем средняя плотность межзвёздной среды. В зависимости от плотности, размера и температуры данного облака, водород в нем может быть нейтральным, ионизированным (то есть в виде плазмы) или молекулярным. Нейтральные и ионизованные облака иногда называют диффузными облаками, в то время как молекулярные облака называют плотными облаками.
Анализ состава межзвёздных облаков осуществляется путём изучения их электромагнитного излучения с помощью больших радиотелескопов. Исследуя спектр излучения межзвёздного облака и сопоставляя его со спектром конкретных химических элементов, можно определить химический состав облака.
Обычно около 70 % массы межзвёздного облака составляет водород, оставшаяся часть приходится в основном на гелий. В облаках также присутствуют следы тяжёлых элементов: металлов, таких как кальций, нейтральный или в форме катионов Ca+ (90 %) и Ca++ (9 %), и неорганические соединения, такие как вода, оксид углерода, сероводород, аммиак и цианистый водород.
2 .4 Космические лучи
Космимческие лучим -- элементарные частицы и ядра атомов, движущиеся с высокими энергиями в космическом пространстве. Их основным (но не единственным) источником служат взрывы сверхновых звезд.
Первичными принято называть внегалактические и галактические лучи. Вторичными принято называть потоки частиц, проходящие и трансформирующиеся в атмосфере Земли.
Космические лучи являются составляющей естественной радиации (фоновой радиации) на поверхности Земли и в атмосфере.
Химический спектр космических лучей в пересчете энергии на нуклон более чем на 94 % состоит из протонов, ещё на 4 % -- из ядер гелия (альфа-частиц). Есть также ядра других элементов, но их доля значительно меньше.
По количеству частиц космические лучи на 90 процентов состоят из протонов, на 7 процентов -- из ядер гелия, около 1 процента составляют более тяжелые элементы, и около 1 процента приходится на электроны.
2 .5 Межзвёздное магнитное поле
Частицы движутся в слабом магнитном поле межзвездного пространства, индукция которого примерно в сто тысяч раз меньше, чем у магнитного поля Земли. Межзвездное магнитное поле, действуя на заряженные частицы с силой, зависящей от их энергии, «запутывает» траектории частиц, и они непрерывно меняют направление своего движения в Галактике. Заряженные частицы, летящие в межзвездном магнитном поле, отклоняются от прямых траекторий под действием силы Лоренца. Их траектории словно «наматываются» на линии магнитной индукции.
3. ФИЗИЧЕСКИЕ ОСОБЕННОСТИ МЗС
· Отсутствие локального термодинамического равновесия (ЛТР) - с остояния системы, при котором остаются неизменными по времени макроскопические величины этой системы (температура, давление, объём, энтропия) в условиях изолированности от окружающей среды.
· Тепловая неустойчивость
Условие теплового равновесия может вовсе не выполняться. Существует магнитное поле, которое препятствует сжатию, если только оно не происходит вдоль линий поля. Во-вторых, межзвёздная среда находится в непрерывном движении и её локальные свойства непрерывно меняются, в ней появляются новые источники энергии и исчезают старые. В-третьих, кроме термодинамической неустойчивости существуют гравитационная и магнитогидродинамическая. И это без учёта всякого рода катаклизмов в виде вспышек сверхновых, приливных влияний, проходящих по соседству галактик, или прохождения самого газа через спиральные ветви Галактики.
· Запрещенные линии и линия 21 см
Отличительной особенностью оптически тонкой среды является излучение в запрещённых линиях . Запрещёнными называют линии, которые запрещены правилами отбора, то есть происходят с метастабильных уровней (квазиустойчивого равновесия). Характерное время жизни электрона на этом уровне -- от с до нескольких суток. При высоких концентрациях частиц их столкновение снимает возбуждение и линии не наблюдаются из-за крайней слабости. При и малых плотностях интенсивность линии не зависит от вероятности перехода, поскольку малая вероятность компенсируется большим числом атомов находящихся в метастабильном состоянии. Если ЛТР нет, то заселённость энергетических уровней следует рассчитывать из баланса элементарных процессов возбуждения и деактивации.
Важнейшей запрещённой линией МЗС является радиолиния атомарного водорода 21 см . Эта линия возникает при переходе между подуровнями сверхтонкой структуры уровня водорода, связанными с наличием спина у электрона и протона. Вероятность этого перехода (То есть 1 раз в 11 млн лет).
Исследования радиолинии 21 см позволили установить, что нейтральный водород в галактике в основном заключён в очень тонком, 400 пк толщиной, слое около плоскости Галактики.
· Вмороженность магнитного поля.
Вмороженность магнитного поля означает сохранение магнитного потока через любой замкнутый проводящий контур при его деформации. В лабораторных условиях магнитный поток можно считать сохраняющимся в средах с высокой электропроводностью. В пределе бесконечной электропроводности бесконечное малое электрическое поле вызвало бы рост тока до бесконечной величины. Следовательно идеальный проводник не должен пересекать магнитные силовые линии, и таким образом возбуждать электрическое поле, а напротив должен увлекать за собой линии магнитного поля, магнитное поле оказывается как бы вмороженным в проводник.
Реальная космическая плазма, далеко не идеальна и вмороженность стоит понимать в том смысле, что требуется очень большое время для изменения потока через контур. На практике это означает, что мы можем считать поле постоянным пока облако сжимается, обращается и т. д.
4. ТУМАННОСТИ
Туманность -- участок межзвёздной среды, выделяющийся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба. Туманности состоят из пыли, газа и плазмы.
Первичный признак, используемый при классификации туманностей -- поглощение, или же излучение либо рассеивание ими света, то есть по этому критерию туманности делятся на тёмные и светлые.
Деление туманностей на газовые и пылевые в значительной степени условно: все туманности содержат и пыль, и газ. Такое деление исторически обусловлено различными способами наблюдения и механизмами излучения: наличие пыли наиболее ярко наблюдается при поглощении тёмными туманностями излучения расположенных за ними источников и при отражении или рассеивании, или переизлучении, содержащейся в туманности пылью излучения расположенных поблизости или в самой туманности звёзд; собственное излучение газовой компоненты туманности наблюдается при её ионизации ультрафиолетовым излучением расположенной в туманности горячей звезды (эмиссионные области H II ионизированного водорода вокруг звёздных ассоциаций или планетарные туманности) или при нагреве межзвёздной среды ударной волной вследствие взрыва сверхновой или воздействия мощного звёздного ветра звёзд типа Вольфа -- Райе.
4 .1 Диффузная (светлая) туманность
Диффузная (светлая) туманность -- в астрономии, общий термин, используемый для обозначения излучающих свет туманностей. Три типа диффузных туманностей -- это отражательная туманность, эмиссионная туманность (разновидностью которой являются протопланетарная, планетарная и область H II) и остаток сверхновой.
· Отражательная туманность
Отражательные туманности являются газово-пылевыми облаками, подсвечиваемыми звёздами. Если звезда (звёзды) находится в межзвёздном облаке или рядом с ним, но недостаточно горяча (горячи), чтобы ионизовать вокруг себя значительное количество межзвёздного водорода, то основным источником оптического излучения туманности оказывается свет звёзд, рассеиваемый межзвёздной пылью.
Спектр отражательной туманности такой же, как и у подсвечивающей ее звезды. Среди микроскопических частиц, ответственных за рассеивание света, можно выделить частички углерода (иногда их называют бриллиантовой пылью), а также частицы железа и никеля. Последние две взаимодействуют с галактическим магнитным полем, и поэтому отражённый свет слегка поляризован.
Отражательные туманности обычно имеют синий оттенок, поскольку рассеяние голубого цвета более эффективно, чем красного (именно этим, в частности, объясняется голубой цвет неба).
В настоящее время известно порядка 500 отражательных туманностей, самая известная из которых -- вокруг Плеяд (звёздное скопление). Гигантская красная (спектральный класс M1) звезда Антарес окружена большой красной отражательной туманностью. Отражательные туманности также часто встречаются в местах звёздообразования.
В 1922 году Хаббл опубликовал результаты исследований некоторых ярких туманностей. В этой работе Хаббл вывел закон светимости для отражательной туманности, который устанавливает соотношение между угловым размером туманности (R ) и видимой величиной подсвечивающей звезды (m ):
где -- константа, зависящая от чувствительности измерения.
· Эмиссионная туманность
Эмиссионная туманность -- облако ионизированного газа (плазмы), излучающее в видимом цветовом диапазоне спектра. Ионизация происходит за счёт высокоэнергетических фотонов, излучаемых ближайшей горячей звездой. Различают несколько видов эмиссионных туманностей. Среди них -- области H II, в которых происходит формирование новых звёзд, и источниками ионизирующих фотонов являются молодые, массивные звезды, а также планетарные туманности , в которых умирающая звезда отбросила свои верхние слои, и обнажившееся горячее ядро их ионизирует.
Планета м рная тума м нность -- астрономический объект, состоящий из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды, белого карлика. Планетарные туманности образуются при сбросе внешних слоёв (оболочек) красных гигантов и сверхгигантов с массой 2,5--8 солнечных на завершающей стадии их эволюции. Планетарная туманность -- быстропротекающее (по астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько десятков тысяч лет, при продолжительности жизни звезды-предка в несколько миллиардов лет. В настоящее время в нашей галактике известно около 1500 планетарных туманностей.
Процесс образования планетарных туманностей, наряду со вспышками сверхновых, играет важную роль в химической эволюции галактик, выбрасывая в межзвёздное пространство материал, обогащённый тяжёлыми элементами -- продуктами звёздного нуклеосинтеза (в астрономии тяжёлыми считаются все элементы, за исключением продуктов первичного нуклеосинтеза Большого взрыва -- водорода и гелия, такие как углерод, азот, кислород и кальций).
В последние годы при помощи снимков, полученных космическим телескопом «Хаббл», удалось выяснить, что многие планетарные туманности имеют очень сложную и своеобразную структуру. Несмотря на то, что приблизительно пятая часть из них имеет околосферическую форму, большинство не обладает какой бы то ни было сферической симметрией. Механизмы, благодаря которым возможно образование такого многообразия форм, остаются на сегодняшний день до конца не выясненными. Считается, что большую роль в этом могут играть взаимодействие звёздного ветра и двойных звёзд, магнитного поля и межзвёздной среды.
Планетарные туманности в большинстве своём представляют собой тусклые объекты и, как правило, не видны невооружённым глазом. Первой открытой планетарной туманностью была туманность Гантель в созвездии Лисички.
Необычность природы планетарных туманностей обнаружилась в середине XIX века, с началом использования в наблюдениях метода спектроскопии. Уильям Хаггинс стал первым астрономом, получившим спектры планетарных туманностей -- объектов, выделявшихся своей необычностью. При изучении Хаггинсом спектров туманностей NGC 6543 (Кошачий Глаз) , M27 (Гантель), M 57 (кольцевая туманность в Лире) и ряда других, оказалось, что их спектр чрезвычайно отличается от спектров звёзд: все полученные к тому времени спектры звёзд являлись спектрами поглощения (непрерывный спектр с большим количеством тёмных линий), в то время как спектры планетарных туманностей оказались эмиссионными спектрами с небольшим количеством эмиссионных линий, что указывало на их природу, в корне отличающуюся от природы звёзд.
Планетарные туманности представляют собой заключительный этап эволюции для многих звёзд. Типичная планетарная туманность имеет среднюю протяжённость в один световой год и состоит из сильно разреженного газа плотностью около 1000 частиц на смі, что пренебрежимо мало в сравнении, например, с плотностью атмосферы Земли, но примерно в 10--100 раз больше, чем плотность межпланетного пространства на расстоянии орбиты Земли от Солнца. Молодые планетарные туманности имеют наибольшую плотность, иногда достигающую 10 6 частиц на смі. По мере старения туманностей их расширение приводит к уменьшению плотности. Большинство планетарных туманностей симметричны и имеют почти сферический вид, что не мешает им иметь множество очень сложных форм. Приблизительно 10 % планетарных туманностей практически биполярны, и лишь малое их число асимметричны. Известна даже прямоугольная планетарная туманность.
Протопланетарная туманность - это астрономический объект, который недолго существует между тем, как среднемассивная звезда (1-8 солнечных масс) покинула асимптотическую ветвь гигантов (АВГ) и последующей фазой планетарной туманности (ПТ). Протопланетарная туманность светит в основном в инфракрасном диапазоне и является подтипом отражательных туманностей.
Область H II - это облако горячего газа и плазмы, достигающее нескольких сотен световых лет в поперечнике, являющееся областью активного звездообразования. В этой области рождаются молодые горячие голубовато-белые звёзды, которые обильно излучают ультрафиолетовый свет, тем самым ионизируя окружающую туманность.
Области H II могут рождать тысячи звёзд за период всего в несколько миллионов лет. В конце концов, взрывы сверхновых и мощный звёздный ветер, исходящий от наиболее массивных звёзд в образовавшемся звёздном скоплении, рассеивают газы этой области, и она превращается в группу наподобие Плеяд.
Эти области получили своё название из-за большого количества ионизированного атомарного водорода, обозначаемого астрономами как H II (область H I -- зона нейтрального водорода, а H 2 обозначает молекулярный водород). Их можно заметить на значительных расстояниях по всей Вселенной, и изучение таких областей, находящихся в других галактиках, важно для определения расстояния до последних, а также их химического состава.
Примерами являются туманность Киля , туманность Тарантул, NGC 604 , Трапеция Ориона , Петля Барнарда .
· Остаток сверхновой
Остаток сверхновой (англ. S uper N ova R emnant , SNR ) -- газопылевое образование, результат произошедшего много десятков или сотен лет назад катастрофического взрыва звезды и превращения её в сверхновую. Во время взрыва оболочка сверхновой разлетается во все стороны, образуя расширяющуюся с огромной скоростью ударную волну, которая и формирует остаток сверхновой . Остаток состоит из выброшенного взрывом звёздного материала и поглощаемого ударной волной межзвёздного вещества.
Вероятно самый красивый и лучше всего исследованный молодой остаток образован сверхновой SN 1987 A в Большом Магеллановом Облаке, вспыхнувшей в 1987 г. Другие хорошо известные остатки сверхновых, это Крабовидная туманность , остаток относительно недавнего взрыва (1054 год), остаток сверхновой Тихо (SN 1572) , получившей имя в честь Тихо Браге, который наблюдал и зафиксировал её первоначальную яркость сразу после вспышки в 1572 г., а также остаток сверхновой Кеплера (SN 1604) , названной в честь Иоганна Кеплера.
4 .2 Тёмная туманность
Тёмная тумамнность -- тип межзвёздного облака, настолько плотного, что оно поглощает видимый свет, исходящий от эмиссионных или отражательных туманностей (как, например, туманность Конская Голова ) или звёзд (например, туманность Угольный Мешок ), находящихся позади неё.
Поглощают свет частицы межзвёздной пыли, находящиеся в наиболее холодных и плотных частях молекулярных облаков. Скопления и большие комплексы тёмных туманностей связаны с гигантскими молекулярными облаками (ГМО). Изолированные тёмные туманности чаще всего бывают глобулами Бока.
Такие облака обладают очень неправильной формой: у них нет чётко очерченных границ, иногда они приобретают закрученные змеевидные образы. Самые большие тёмные туманности видны невооружённым глазом, они выступают как куски черноты на фоне яркого Млечного Пути.
Во внутренних частях тёмных туманностей часто протекают активные процессы: например, рождение звёзд или мазерное излучение.
5. ИЗЛУЧЕНИЕ
Звёздный ветер -- процесс истечения вещества из звёзд в межзвёздное пространство.
Вещество, из которого состоят звёзды, при определённых условиях может преодолевать их притяжение и выбрасываться в межзвёздное пространство. Это происходит в том случае, если частица в атмосфере звезды разгоняется до скорости, превышающей вторую космическую скорость для данной звезды. Фактически, скорости частиц, из которых состоит звёздный ветер, составляют сотни километров в секунду.
Звёздный ветер может содержать как заряженные частицы, так и нейтральные.
Звёздный ветер -- постоянно происходящий процесс, который приводит к снижению массы звезды. Количественно этот процесс может быть охарактеризован как количество (масса) вещества, которое теряет звезда в единицу времени.
Звёздный ветер может играть важную роль в звёздной эволюции: так как в результате этого процесса происходит уменьшение массы звезды, то от его интенсивности зависит срок жизни звезды.
Звёздный ветер является способом переноса вещества на значительные расстояния в космосе. Помимо того, что он сам по себе состоит из вещества, истекающего из звёзд, он может воздействовать на окружающее межзвёздное вещество, передавая ему часть своей кинетической энергии. Так, форма эмиссионной туманности NGC 7635 «Пузырь» образовалась в результате такого воздействия.
В случае истечения вещества от нескольких близко расположенных звёзд, дополненного воздействием излучения этих звёзд возможна конденсация межзвёздного вещества с последующим звездообразованием.
При активном звёздном ветре количество выбрасываемого вещества может оказаться достаточным для формирования планетарной туманности.
6. ЭВОЛЮЦИЯ МЕЖЗВЁЗДНОЙ СРЕДЫ
Эволюция межзвёздной среды, а если быть точнее межзвёздного газа, тесно связана с химической эволюцией всей Галактики. Казалось бы, все просто: звезды поглощают газ, а после выбрасывают его обратно, обогащая его продуктами ядерного горения -- тяжёлыми элементами, -- таким образом металличность должна постепенно возрастать.
Теория Большого взрыва предсказывает, что в ходе первичного нуклеосинтеза образовались водород, гелий, дейтерий, литий и другие лёгкие ядра, которые раскалываются ещё на треке Хаяши или стадии протозвёзды. Иными словами, мы должны наблюдать долгоживущие G-карлики с нулевой металличностью. Но таковых в Галактике не найдено, более того, большинство из них имеют почти солнечную металличность. По косвенным данным, можно судить, что что-то подобное и в других галактиках. На данный момент вопрос остаётся открытым и ждёт своего решения.
В первичном межзвёздном газе не было и пыли. Как сейчас считается, пылинки образуются на поверхности старых холодных звёзд и покидают её вместе с истекающим веществом.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Изучение такой сложной системы как «звезды - межзвездная среда» оказалось очень сложной астрофизической задачей, особенно если учесть, что общая масса межзвездной среды в Галактике и ее химический состав медленно изменяются под действием различных факторов. Поэтому можно сказать, что в межзвездной среде отражена вся история нашей звездной системы продолжительностью в миллиарды лет.
СПИСОК ИСТОЧНИКОВ
1) Материалы, взятые с сайта www.wikipedia.org
2) Материалы, взятые с сайта www.krugosvet.ru
3) Материалы, взятые с сайта www.bse.sci-lib.com
4) Материалы, взятые с сайта www.dic.academic.ru
Размещено на Allbest.ru
Подобные документы
Туманность как участок межзвездной среды, выделяющейся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба, ее разновидности и формы: эмиссионная, остатки сверхновых. История возникновения и развития некоторых туманностей: Орел, Песочные часы.
презентация , добавлен 11.10.2012
Пыль, газ и плазма как основные составляющие туманности. Классификация туманностей, характеристика их основных видов. Особенности строения диффузных, отражательных, эмиссионных, темных и планетарных туманностей. Формирование остатка сверхновой звезды.
презентация , добавлен 20.12.2015
Описание явлений туманности и солнечной активности. Изучение галактических, солнечных и космических лучей, способы их регистрации. Свойства межзвездного магнитного поля. Особенности пространственного распределения галактик. Идеи о расширении Вселенной.
краткое изложение , добавлен 06.01.2012
Звездное ядро как центральная, компактная область Галактики. Основные элементы структуры Галактики. Рассеянный и шаровой тип скоплений. Характеристика межзвездного газа. Общее понятие про светлые газовые туманности. Планетарные, темные туманности.
презентация , добавлен 28.09.2011
Космогония как наука, изучающая происхождение и развитие небесных тел. Сущность гипотезы Джинса. Туманность, рождение Солнца. Основные этапы процесса превращения частиц туманности в планеты: слипание частиц; разогревание; вулканическая деятельность.
реферат , добавлен 20.06.2011
Космические аппараты исследования природных ресурсов Земли и контроля окружающей среды серии Ресурс-Ф. Основные технические характеристики КА Ресурс-Ф1 и фотоаппаратуры. Космические аппараты космической медицины и биологии КА Бион, материаловедения Фотон.
реферат , добавлен 06.08.2010
Звёздная эволюция - изменения звезды в течение её жизни. Термоядерный синтез и рождение звезд; планетарная туманность, протозвезды. Характеристика молодых звезд, их зрелость, поздние годы, гибель. Нейтронные звезды (пульсары), белые карлики, черные дыры.
презентация , добавлен 10.05.2012
Стадии формирования Солнечной системы. Состав среды протопланетного диска Солнца, исследование его эволюции с помощью численной двумерной газодинамической модели, которая соответствует осесимметричному движению газовой среды в гравитационном поле.
курсовая работа , добавлен 29.05.2012
Характеристика звезд. Звезды в космическом пространстве. Звезда – плазменный шар. Динамика звездных процессов. Солнечная система. Межзвездная среда. Понятие звездной эволюции. Процесс звездообразования. Звезда как динамическая саморегулирующаяся система.
реферат , добавлен 17.10.2008
Восьмая планета от Солнца. Некоторые параметры планеты Нептун. Химический состав, физические условия, строение, атмосфера. Температура поверхностных областей. Спутники Нептуна, их размеры, характеристики, история открытий. Кольца Нептуна, магнитное поле.
Образование звезд и других объектов Вселенной происходит путем ряда преобразований, происходящих с межзвездной газопылевой средой. Известно, что она заполнена так называемым межзвездным газом.
В настоящее время состав и свойства межзвездного газа изучены достаточно хорошо, хотя впервые о его существовании люди узнали лишь в начале XX века.
Межзвездный газ - сплошная сжимаемая среда, к которой применимы законы газовой динамики. Известно, что концентрация вещества в нем составляет примерно 1 атом на 1 см 3 . На первый взгляд, можно предположить, что межзвездный газ на самом деле является вакуумом. и приведенное определение нецелесообразно (к сведению, концентрация вещества в вакууме составляет 10" атомов па 1 см 4). Но по определению вакуум — это система, в которой длина свободного пробега атомов или молекул превышает ее характерные размеры. Во Вселенной же длина свободного пробега частиц во много сот раз меньше расстояния между звездами.
Физические свойства межзвездной среды
Наиболее важным свойством межзвездной среды является наличие в ней магнитных полей. Доказано, что они движутся с облаками межзвездного газа. Именно благодаря магнитным полям образуются плотные холодные газопылевые облака, из которых впоследствии конденсируются звезды.
Силовые линии межзвездных магнитных полей сонаправлены ветвям спиральной структуры Галактики. Напряженность этих полей более чем в 100 тыс. раз меньше напряженности магнитного поля Земли на ее поверхности.
Магнитные поля находятся в тесной связи с космическим излучением, которое представляет собой поток протонов, электронов и ядер более Тяжелых элементов. Эти частицы движутся винтообразно вдоль силовых линий магнитных полей. Благодаря тому, что они излучают радиоволны, стало возможным исследовать качественный состав межзвездной среды и находящихся в ней объектов.
Химический состав межзвездного газа
Исследование химического состава межзвездного газа началось в средине XX в. благодаря развитию радиоастрономических методов исследований. Первым элементом, обнаруженным в межзвездном газе, был водород. Сейчас известно, что он составляет значительную часть межзвездного газа и находится в молекулярном виде. Кроме того, межзвездный газ содержит атомы гелия, ряда металлов, а также более сложные соединения,
Исследование спектров излучения позволяет установить изотопный состав межзвездного газа, поскольку различные изотопы одного и того же элемента испускают излучение различной длины волны.
По мере развития галактик количество межзвездной среды в них неуклонно убывает, поскольку затраченное на образование звезд вещество не возвращается в межзвездную среду в полном объеме. Довольно большая его часть остается в недрах «мертвых» белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр.
Следует отметить, что кругооборот межзвездного газа приводит к изменению его химического состава. Находясь в недрах звезд и принимая участие в термоядерных реакциях, межзвездный газ обогащается гелием и тяжелыми элементами. Содержание же водорода в нем значительно снижается. Таким образом, прошедший эволюционный цикл звезды межзвездный газ возвращается в межзвездную среду, включая ничтожные количества водорода и значительные - тяжелых и сверхтяжелых элементов, а также гелия. Однако этот процесс происходит крайне медленно. Например, за время существования нашей Галактики только очень массивные звезды успели пройти весь эволюционный цикл.
И молоки стерляди. Название сложилось по первым буквам «родителей», а если перевести с английского ("best"), то получится «лучшая». Это исключительно российская работа, начатая профессором Н.И. Николюкиным и продолженная впоследствии его учениками под руководством И.А. Бурцева.
На сегодняшний день бестер - рыба, которую выращивают в промышленных масштабах не только в России, но и в США, Прибалтике, Франции, Белоруссии, Италии. Возможно, пройдут годы, и первая созданная человеком разновидность животных положит начало целой группе одомашненных рыб.
Бестер - рыба, полученная после многих неудачных экспериментов, так как Николюкин проводил различные скрещивания осетровых, а белугу со стерлядью даже в мыслях не соединял. Мало того что массы их несопоставимы (белуга вырастает до тонны, а стерлядь - до 2 кг), нерестятся в разное время и в разных местах, так они еще и принадлежат разным родам осетровых. А при межродовом скрещивании, как известно, потомство получается стерильным. Изучение генетики этих видов рыб выявило, что у них одинаковое количество хромосом, то есть «брак» между ними возможен.
Усердия наших ученых оправдали себя. для которых любое изменение привычной среды обитания оказывалось губительным, стало возможным выращивать в
прудах, как карпов. Выяснилось, что гибриду требуются более глубокие водоемы. А жить он может как в морской воде, так и в пресной. Выращивание бестера стали проводить в садках, то есть огороженных местах моря или водохранилищах с «крышей» и «дном», чтобы рыба не уплыла.
Взяла от «родителей» лучшее рыба бестер. Фото подтверждает это. От белуги достался интенсивный рост и хищный образ питания, а от стерляди - отменное по вкусу мясо и скороспелость. Кроме того, гибрид этот достаточно плодовит. Самка может выметывать до 150 тысяч икринок (больше, чем стерлядь, но меньше, чем белуга).
В вопросах питания тоже нашлись плюсы. Бестер - рыба ленивая, еду он не хватает, как лосось или форель, к примеру, а берет как бы нехотя. Перекормить его невозможно. К слову, форель от обжорства даже погибает. Без пищи гибрид может прожить пару месяцев.
Бестер - рыба не стайная. Каждая особь индивидуальна, передвигается в бассейне (садке) сама по себе или стоит на месте, не обращая внимания на других. Рефлексы вырабатываются хорошо. К примеру, лодку, с которой производится кормежка,
отлично узнают, подплывают к ней. Гибриды мало подвержены болезням, что нельзя сказать о других рыбах, выращивающихся массово. Они выносливы, уравновешены и спокойны.
Учитывая, что большая часть икры используется в пищу, могут возникнуть сомнения, а хватит ли белуг и стерлядей в природе, чтобы получать достаточные количества бестера. Несомненно, ведь из каждого килограмма оплодотворенной икры можно получить тонны рыбы.
Со времени получения гибридов третьего поколения стали проявляться отклонения от нормы в виде недоразвитых глаз, сросшихся жучек и других. Потомство бестеров очень изменчиво по длине рыла, темпу роста, форме рта. Селекционерам еще предстоит стабилизировать наследственную систему и повысить жизнестойкость потомства. Наука на месте не стоит, и есть надежда, что ученым удастся решить поставленные задачи.
Впервые получен в 1952 году в СССР. Бестер сочетает быстрый рост белуги и раннее созревание стерляди. Бестер (по первым слогам слов белуга и стерлядь) - гибрид двух видов рыб семейства осетровых, полученный путём искусственного скрещивания белуги со стерлядью.
Впервые был получен в 1952 году Н.И.Николюкиным. Бестер – единственный представитель осетровых рыб, существование которого в аквакультуре поддерживается уже более 40 лет, с репродукцией трех поколений. Продукционные качества разных пород бестера определяются соотношением долей наследственности белуги и стерляди в их генотипах. Для получения этого гибрида скрещивают самцов стерляди и самок белуги. Эта гибридная рыба была выведена в СССР в 1952 году. Работой занимался профессор Николюкин, а продолжил ее его ученик Бурцев.
Бестеры быстро растут, как белуги, и рано созревают, как стерляди. Эти рыбы легко привыкают к искусственному корму и не слишком требовательны к температурным условиям. В длину бестеры достигают 1,8 метра, а масса может доходить до 30 килограммов. То есть он хотел получить рыб, которые ценились бы как осетры, но вели оседлый образ жизни и не отправлялись на нерест в продолжительное путешествие. В 1952 году жена профессора, которая вела работы вместе с мужем, решила оплодотворить молоками стерляди икру белуги.
Бестер для прудов
Также селекционеров могло останавливать тот факт, что стерляди и белуги относятся к разным родам осетровых. У осетра хромосом вдвое больше, поэтому гибриды с осетром и получаются бесплодными. А стерлядь и белуга ходя и абсолютно разные, могут скрещиваться, хоть это и кажется невозможным.
Бестер от белуги унаследовал хищные инстинкты, быстрый рост и высокие пищевые качества, а от стерляди - способность к раннему половому созреванию.
После скрещивания белуги со стерлядью в ходе эксперимента через неделю появились из икры мальки. Первые гибриды были помещены в пруды рыбного хозяйства Саратовской области. Через год появились гибриды второго поколения, рожденные от гибридных самцов и самок - это стало настоящим событием. И гибрид действительно оправдал свое название. В прудах выросли и принесли потомство осетровые рыбы, а ведь их наследственность формировалась миллионами лет, и любые изменение среды обитания для них были губительными.
Эти гибриды унаследовали лучшие качества: возможность жизни в пресной воде, повышенную жизнеспособность, хищное питание и отменные вкусовые качества. Выделяют несколько пород бестеров: бурцевский, аксайский и внировский – самый крупный бестер. В искусственных условиях бестеры не размножаются самостоятельно, хотя эти гибриды и не бесплодны. Икру белуги отцеживают в тазы и добавляют к ней сперму стерляди. Рыба бестер — это результат упорной работы селекционеров по выведению новых благородных промысловых пород рыб. Бестер представляет собой гибрид двух видов рыб, относящихся к семейству осетровых.
Стоит отметить, что рыба бестер значительно превышает основные биологические показатели своих «родителей». Помимо того, рыба бестер выделяется своими более крупными размерами и лучшей жизнеспособностью в условиях постоянного изменения окружающих условий. Как правило, рыба бестер достигает не превышает в длину двух метров.
Обычно, бестер выращивают в так называемых садковых, а также бассейновых рыбных хозяйствах. Уникальность данного вида осетровых рыб заключается в том, что это единственный вид, который успешно и беспрерывно культивируется человеком на протяжении полувека.
Именно эти три породы бестера отлично показали себя на протяжении всего периода селекции рыбы. Примечательно то, что тот или иной подвид рыбы бестер может отличить от другого только профессионал. Главным различием меду породами рыбы можно считать генетический фонд бестера, в котором могут преобладать отличительные биологические параметры белуги или же стерляди.
Как и другие осетровые породы рыб бестер смог занять достойное место в общемировой кулинарной традиции. Рыбу бестер подвергают различным видам кулинарной термической обработки. Профессиональные кулинары советуют запекать, а также коптить рыбу бестер, которая может стать настоящим украшением любого праздничного застолья. В условиях средней полосы в садках бестер достигает массы 0,8-1,0 кг в трёхлетнем возрасте.
Эта рыба получена в результате искусственной гибридизации белуги и стерляди. При обильной кормовой базе растёт прекрасно и вырастает весом до 8 кг. По вкусовым качествам эта рыба не уступает стерляди. Бестер прекрасно зимует в искусственных прудах и водоёмах, даже в мелких прудиках при наличии аэрации чувствуют себя отлично. Единственное, что он употребляет в пищу только тонущий корм, так как это донная рыба и корм берет только с дна. Также как и любая другая рыба питается червями, моллюсками.
Осетровые — очень древнее семейство рыб. Считается, что они появились более 250 миллионов лет назад, в начале юрского периода. И эти российские осетры, где бы их ни разводили, сохраняют свои названия – «сибирский» и «русский», напоминая о роли России в их сохранении.
Стерлядь принадлежит к рыбам семейства Осетровые. Кроме этого, стерлядь выпущена в реки Амур, Онегу, Неман, Оку, Печеру и в некоторые водохранилища. Так, на гербах Саратова и Белозерска можно увидеть три стерляди, а на флаге и гербе города Ейск, что в Краснодарском крае, - одну желтую стерлядь.Из всех осетровых стерлядь наиболее плодовита. С давних времен эту рыбу именуют «царской». Эту рыбу довольно сложно испортить в ходе приготовления - стерлядь всегда получается очень вкусной, если ее не пересолить и не переперчить.
А копченую стерлядь обычно подают с соусом из белого вина, рыбного бульона, лимонного сока, укропа и лука.Из этой рыбы также готовят студень, расстегаи или пироги. Сегодня уху из этой рыбы готовят на курином бульоне, в который доливают шампанское. Некоторые специалисты уверены в том, что поедание жирной рыбы способствует ослаблению некоторых признаков псориаза, а также улучшению мозговых функций и зрения.
По условиям приобретения зарыбка осетровых массой от 1 грамма и больше, а также закупке рыбы для зарыбления в пруды просьба обращаться по телефонам, которые указаны на странице Контакты. Кидас или кидус (Martes zibellina × Martes martes) - хищник семейства куньих, гибрид соболя и лесной куницы, встречающийся в природных условиях. Зубробизон или бизонозубр, в зависимости от того, кто выступал в роли самца, а кто в роли самки (Bison bison × Bison bonasus) - гибрид европейского зубра и американского бизона.
В аквакультуре гибриды первого поколения за 2 года выращивания в садках и бассейнах достигают массы в 1 кг и даже больше. Бестер – искусственно полученный гибрид рыб семейства осетровых.