Межзвездный газ – все о космосе

Межзвездный газ

Звездное небо содержит много туманных объектов. Они бывают светящиеся и темные, поглощающие свет.

Широкое применение фотографии в астрономии позволило более объективно обнаружить, описать и составить каталоги темных туманностей.

На фоне светлых областей Млечного Пути отчетливо выделяются темные пятна неправильной формы и различных угловых размеров. Эти темные пятна и области доказывают существование вблизи галактической плоскости холодной разреженной материи.

Межзвездная среда – это вещество и поля, заполняющие межзвездное пространство внутри Галактики. Большая часть массы межзвездного вещества приходится на разреженный газ и пыль.

Вся межзвездная среда пронизывается магнитными полями, космическими лучами, электромагнитным излучением. Основной компонент межзвездной среды – межзвездный газ, который состоит из водорода (70 % массы) и гелия (28 %).

Остальная часть массы межзвездного вещества приходится на более тяжелые химические элементы (O, C, N, Ne, S, Ar, Fe и др.).

Общая масса межзвездного вещества нашей Галактики (не считая короны) оценивается в 2 % от общей массы всей Галактики. В зависимости от температурных условий и плотности межзвездный газ может находиться в трех различных состояниях: ионизированном, атомарном и молекулярном.

Основные данные о межзвездном газе получены радиоастрономическими методами, после того как в 1951 г. было обнаружено радиоизлучение нейтрального атомарного водорода на волне 21 см. Оказалось, что атомарный водород, имеющий температуру 100 К, образует в диске Галактики тонкий слой толщиной 200-300 пк, увеличивающийся до нескольких килопарсек на расстоянии 15-20 кпк от ее центра.

Основная часть межзвездного газа сосредоточена в спиральных ветвях Галактики, где он распределен также неравномерно: собран в клочковатые образования размерами в десятки и сотни парсек со средней концентрацией частиц несколько атомов в 1 см3.

Около половины массы межзвездного газа содержится в гигантских молекулярных облаках со средней массой 105 масс Солнца и диаметром около 40 пк. Из-за низкой температуры (около 10 К) и повышенной плотности (до 103 частиц в 1 см3) водород и другие элементы в этих облаках объединены в молекулы.

Таких молекулярных облаков в Галактике насчитывается около 4000.

Области ионизированного водорода с температурой 8000-10 000 К проявляют себя в оптическом диапазоне как светлые диффузные туманности. Их свечение возбуждается ультрафиолетовым излучением близкорасположенных горячих звезд (спектральных классов B и O).

Светлая туманность излучает свет, если ее освещает близлежащая звезда. Звезды класса W, O, B способны вызвать ионизацию атомов водорода на расстоянии примерно 500 световых лет.

Светлые диффузные туманности, имеющие неправильную, клочковатую форму, достигают размеров до 10 пк, а их плотность колеблется от 10-17 до 10-20 кг/м3.

Распределяются области такого ионизированного водорода в плоской подсистеме Галактики, и они являются указателями мест протекающего в настоящее время звездообразования.

Так, в Большой туманности Ориона с помощью космического телескопа Хаббла обнаружены протозвезды, окруженные протопланетными дисками.

Большая туманность Ориона – самая яркая газовая туманность. Она видна в бинокль или небольшой телескоп чуть ниже трех звезд, расположенных в одну линию, которые образуют Пояс Ориона. Расстояние до этой туманности около 1000 световых лет.

Некоторые из туманностей при наблюдении через фильтр оказываются состоящими из отдельных волокон. Таковой, например, является известная Крабовидная туманность в созвездии Тельца, являющаяся остатком взорвавшейся сверхновой звезды.

Если близлежащие звезды не столь горячи и не могут ионизировать водород, то туманность светится за счет отражения звездного света. Данные туманности содержат много пыли. Примером такой светлой туманности является туманность в скоплении Плеяды в созвездии Тельца.

Особым типом туманностей являются планетарные туманности, которые выглядят как слабо светящиеся диски или кольца, напоминающие диски планет. Они были открыты в 1783 г. У. Гершелем, а сейчас их насчитывается более 1200.

Планетарные туманности представляют собой светящуюся расширяющуюся оболочку ионизированного газа, сброшенного красным гигантом на конечной стадии своей эволюции.

В центре планетарной туманности находится остаток погибшего красного гиганта – горячий белый карлик или нейтронная звезда. Под действием внутреннего давления газа планетарная туманность расширяется примерно со скоростью 20-40 км/с, при этом плотность газа падает.

Эти объекты обогащают межзвездную среду веществом. Планетарная туманность Песочные Часы показывает, какие сложные процессы могут происходить на последней стадии эволюции звезды.

Читать далее

Источник: http://ed-lib.ru/astronomy/101-mezhzvezdnyj-gaz.html

Газовые туманности в космосе – Все о космосе

29.07.2011

Наблюдения с использованием телескопов позволили найти на небе огромное количество пятен, которые весьма слабо светятся – это так названные светлые туманности.  Уильям Гершель начал первым систематически изучать эти туманности еще в 18 веке. Он поделил их на зеленоватые и белые туманности.

Большая часть белых туманностей было образованно большим количеством звезд, которые оказались звездными скоплениями, либо галактиками. Некоторые туманности оказались связанными с межзвездной пылью, которая может отражать свет от расположенных вблизи звезд – это так названные отражающие туманности. Как правило, в центре подобной туманности находится весьма яркая звезда.

А вот туманности зеленоватые являются не чем иным, как свечением межзвездного газа.

Большая туманность Ориона является самой яркой туманностью на небе. Она не только видна в бинокль, но и при наличии хорошего зрения ее можно разглядеть и не вооруженным глазом. Находится она немного ниже трех звезд, которые расположены в одну линию и представляют собой пояс Ориона.

Привычный всем нам воздух прозрачен и при этом не излучает никакого света.

По этой причине возникает вопрос – что же заставляет газовые туманности так красиво светиться? В межзвездном газе происходят некие процессы, которые приводят к излучению света, подобно неоновым либо другим газовым лампам, однако в этом случае данное излучение не всегда тесно связано с бомбардировкой газа частицами, имеющими большую скорость.

Разъяснить весьма подробно возникновение свечения у межзвездного газа можно, приведя в пример атомный водород. Атом водорода состоит из протона (так называемое ядро), который имеет положительный электрический заряд, и который проходит свое вращение вокруг отрицательно заряженного электрона. Эти составляющие тесно связаны между друг другом электрическим притяжением.

Разделить их можно лишь затратив определенную энергию. При каждом подобном разделении происходит процесс ионизации атома. Однако данные электроны могут вновь соединиться с ядрами. И при каждом подобном объединении частиц начинает выделяться энергия.

И вот именно данная энергия и выделяется в виде кванта (некой порции) света, имеющего определенный цвет, который соответствует данной энергии.

Что мы имеем в итоге. Для того, что бы газ мог излучать свет, ему необходим процесс ионизации атомов, из которых и состоит данный газ.

Данное необходимое условие может произойти из-за результатов столкновения атомов друг с другом, однако довольно часто ионизация возникает лишь тогда, когда атомы газа начинают поглощать кванты (порции) ультрафиолетового излучения, которое может поступить к ним, к примеру, от ближайшей звезды.

И так выходит, что если вблизи облака из нейтрального водорода вспыхивает голубая звезда, тогда, при условии массивности данного облака, практически все ультрафиолетовые кванты от данной звезды будут поглощаться атомами данного облака. Вокруг подобной звезды начинает образовываться область из ионизированного водорода. И далее, как следствие описанных выше процессов, происходит свечение туманности.

Источник: http://spaceuniverse.org

Источник: https://www.vseocosmose.ru/?p=339

Космические туманности

Эти загадочные объекты, смотрящие на людей из глубин космоса, давным-давно привлекали внимание тех, для кого наблюдения за небом стало частью жизни. Еще в каталоге древнегреческого ученого Гиппарха отмечено несколько туманных объектов на звездном небе. А его коллега, Птолемей, добавил в свой каталог еще пять туманностей к уже известным.

До изобретения Галилея телескопа не так уж много объектов этого типа можно было увидеть невооруженным глазом. Но уже в 1610 году направленный на небо примитивный телескоп конструкции Галилея обнаружил там туманность Ориона. Еще через два года была открыта туманность Андромеды.

И с тех пор по мере совершенствования телескопов начались все новые и новые открытия, приведшие со временем к выделению особого класса звездных объектов – туманностей.

Через некоторое время известных туманностей стало достаточно много для того, что бы они начали мешать поиску новых объектов, таких, как например кометы.

И вот, в 1784 году французский астроном Шарль Мессье, занимавшийся как раз поиском комет, составляет первый в мире каталог космических туманностей, который был издан несколькими частями. Всего их туда вошло 110 на тот момент известных объекта этого класса.

При составлении каталога, Мессье давал им номера М1, М2 и так далее, до М110. Многие объекты этого каталога до сих пор имеют такое обозначение.

Однако, в те времена не было известно, что природа различных туманностей совершенно отличается друг от друга. Для астрономов это были просто туманные пятна, отличающиеся от обычных звезд.
Теперь же, благодаря достижениям астрономии, мы знаем о туманностях несравнимо больше. Что же представляют из себя эти загадочные объекты, и чем они отличаются друг от друга?

Прежде всего, многие наверное удивятся, когда узнают, что существуют не только светлые туманности. Сегодня известно множество объектов, называющихся темные туманности. Они представляют из себя плотные облака межзвездной пыли и газа, которые являются непрозрачными для света из-за его поглощения содержащейся в туманности пылью.

Такие туманности отчетливо выделяются на фоне звездного неба или на фоне светлых туманностей. Классическим примером такой туманности является туманность Угольный Мешок в созвездии Южного Креста.

Нередко бывает, что такая туманность служит материалом для образования в ее области новых звезд из-за большого количества межзвездного вещества.

Читайте также:  Космонавт береговой георгий тимофеевич - все о космосе

Что касается светлых туманностей, то они тоже содержат и газ и пыль. Однако, причиной свечения такой туманности могут являться несколько факторов. Во-первых, это наличие внутри такой туманности или же рядом с ней звезды.

В этом случае, если звезда не слишком горячая, то туманность светится за счет света, отражаемого и рассеиваемого входящей в ее состав космической пылью. Такая туманность называется отражательной туманностью.

Классический пример подобного объекта – известное, пожалуй, всем, скопление Плеяды.

Другим видом светлой туманности являются ионизированные туманности. Такие туманности образуются в результате сильной ионизации входящего в их состав межзвездного газа.

Причиной этому является излучение близкой горячей звезды или же другого объекта, являющегося источником мощного излучения, в том числе ультрафиолетового и рентгеновского. Так, яркие ионизированные туманности имеются в ядрах активных галактик и квазаров.

Ряд таких туманностей, известных так же под названием Область H II, являются местами активного звездообразования. Образующиеся внутри нее горячие молодые звезды ионизируют туманность мощным ультрафиолетовым излучением.

Еще одним видом космических туманностей являются планетарные туманности. Эти объекты возникают в результате сброса внешней оболочки звездой-гигантом, массой от 2.5 до 8 солнечных.

Такой процесс происходит при вспышке Новой звезды (не путать со взрывом сверхновой, это разные вещи!), когда часть звездного вещества выбрасывается в космическое пространство.

Такие туманности имеют форму кольца или диска, а так же сферы (для Новых звезд).

Взрыв Сверхновой так же оставляет после себя светящуюся туманность, разогретую в процессе взрыва до нескольких миллионов градусов. Это гораздо более яркие светлые туманности, чем обычные планетарные туманности. Срок их жизни по космическим меркам совсем небольшой – не более 10 тысяч лет, после чего они сливаются с окружающим межзвездным пространством.

Более редким и экзотическим видом туманностей являются туманности вокруг звезд Вольфа-Райе.

Это звезды с очень высокой температурой и светимостью, обладающие мощным излучением и скоростью истечения звездного вещества со своей поверхности (свыше 1000 километров в секунду).

Такие звезды ионизируют межзвездный газ в радиусе нескольких парсек. Однако, звезд такого типа известно очень немного (в нашей Галактике – чуть более 230), поэтому и туманностей такого типа соответственно мало.

Как видите, наши знания о космических туманностях сегодня достаточно обширны, хотя, конечно же, есть еще очень много неясного в процессах их образования и жизни. Однако, это совсем не мешает нам так же любоваться их красотой, как это делали наши менее осведомленные предки.

Источник: http://www.GalacticNews.ru/ustrojstvo-vselennoj/kosmicheskie-tumannosti/

Межзвёздная среда: газ и пыль

На первый взгляд кажется, что между звёздами ничего нет. Так ли это? Природа межзвёздной среды столетиями привлекала внимание астрономов и учёных. А сам термин «межзвёздная среда» впервые был использован в 1626 году в работе Фрэнсиса Бэкона «Sylva Sylvarum»: «О, Небеса между звёздами, они имеют так много общего со звёздами, вращаясь (вокруг Земли), так же, как любая другая звезда».

Хотя большинство деятелей того времени, и в частности Ро́берт Бойль, считали, что «межзвёздная область небес, как полагают некоторые , должна быть пустой».

Сейчас мы точно знаем, что всё межзвёздное пространство внутри Галактики заполнено межзвёздной средой. Её большая часть массы приходится на разреженный газ и пыль.

Основным компонентом межзвёздной среды является межзвёздный газ. Он на 70 % состоит из водорода и 28 % — из гелия. В зависимости от температурных условий и плотности межзвёздный газ может находиться в трёх различных состояниях: ионизированном, атомарном и молекулярном.

Почти все знания о межзвёздном газе были получены во второй половине ХХ века после того, как было обнаружено радиоизлучение нейтрального атомарного водорода. Оказалось, что основной уровень энергии этого атома разделён на два подуровня. И в среднем один раз за 11 миллионов лет (!) возможен переход электрона с одного из них на другой.

При этом испускается квант с частотой, соответствующей длине волны 21 см. Но так как водород составляет основную массу вещества Галактики, то радиоизлучение на этой волне оказывается очень интенсивным.

Именно благодаря этому было установлено, что атомарный водород, имеющий температуру около 100 К, образует в диске Галактики тонкий слой толщиной порядка 200—300 пк.

А по мере удаления от центра Галактики (примерно на расстоянии 15—20 кпк) его толщина увеличивается до нескольких килопарсек.

Помимо газа, в межзвёздном пространстве рассеяно бесчисленное количество микроскопических твёрдых частиц. Их типичный размер колеблется от 0,01 до 0,2 мкм. Считается, что эти частицы образовываются и поставляются в межзвёздную среду за счёт расширения оболочек новых и сверхновых звёзд, холодных красных гигантов и сверхгигантов.

Межзвёздная пыль всегда сопутствует газу. На её долю приходится около 1 % от массы межзвёздного газа. И хотя газ и пыль в Галактике очень сильно разрежены, в некоторых её областях они могут концентрироваться. В этих местах мы наблюдаем так называемые газопылевые туманности. Все они делятся на два вида: тёмные и светлые (или диффузные).

В свою очередь выделяют три типа диффузных туманностей: отражательная, эмиссионная и планетарная.

Отражательными туманностями называются туманности, которые сами не излучают свет, а подсвечиваются ближайшими звёздами. Как правило такие туманности содержат большое количество межзвёздной пыли, которая рассеивает свет ближайшей звезды.

Причём рассеяние голубого цвета более эффективно, чем красного. Поэтому отражательные туманности, как правило, имеют синеватый оттенок. Примером такой светлой туманности является туманность в скоплении Плеяды в созвездии Тельца.

А также туманность Голова Ведьмы, которая связана с яркой звездой Ригель.

https://www.youtube.com/watch?v=CTkDHR95rnk

Области ионизированного водорода с температурой 8000—10 000 К проявляют себя в оптическом диапазоне как светлые эмиссионные туманности. Их свечение возбуждается ультрафиолетовым излучением близкорасположенных горячих звёзд (спектральных классов В и О, а также звёзд типа Вольфа — Райе). Цвет таких туманностей красноватый, так как именно этому цвету соответствует излучение водорода.

Как правило, эмиссионные туманности имеют неправильную, клочковатую форму размером до десяти парсек. Плотность вещества в них небольшая — всего около 10–17—10–20 кг/м3. Эмиссионные туманности являются указателями мест протекающего в настоящее время звёздообразования.

Самым известным представителем светящихся эмиссионных туманностей является Большая туманность Ориона. Она самая яркая на ночном небе.

Особым типом светлых туманностей являются планетарные туманности. Они выглядят как слабо светящиеся диски или кольца, напоминающие диски планет.

Планетарные туманности представляют собой светящуюся расширяющуюся оболочку ионизированного газа, сброшенного красным гигантом на конечной стадии своей эволюции. В центре такой туманности находится остаток от погибшей звезды — белый карлик или нейтронная звезда.

Также планетарные туманности образовываются в результате взрыва сверхновых звёзд. После взрыва оболочка сверхновой разлетается в разные стороны, образуя ударную волну, которая самым причудливым образом может взаимодействовать с межзвёздным газом и пылью.

Самой известной такой туманностью является Крабовидная Туманность в созвездии Стрельца. Напомним, что появилась она в результате вспышки сверхновой в 1054 году. В её центре располагается пульсар.

В последние годы при помощи снимков, полученных космическим телескопом «Хаббл», удалось выяснить, что многие планетарные туманности имеют очень сложную и своеобразную структуру. При этом большинство из них не обладают какой бы то ни было симметрией. Механизмы, благодаря которым возможно образование такого многообразия форм, остаются на сегодняшний день до конца не выясненными.

Очень часто на фоне светлых туманностей видны тёмные пятна и прожилки — это глобулы молекулярные облака, которые иногда называют «звёздной колыбелью». Такое название не случайно, так как именно в них происходит формирование молодых звёзд. Масса глобул может колебаться 1—100М⨀.

Концентрация вещества в них достаточно большая, но при этом они обладают очень низкой температурой, которая колеблется в пределах от 8 К до 30 К. Именно в таких условиях гравитационные силы могут преодолеть газовое давление и вызвать коллапс облака.

Возникающая при этом неоднородность отдельных частей облака приводит к тому, что оно распадается на отдельные фрагменты (сгустки), каждый из которых продолжает сжиматься. Такой процесс может повторяться до тех пор, пока не образуются фрагменты высокой плотности и вещество не сможет уносить выделяющееся тепло.

Эти зародыши будущих звёзд принято называть протозвёздами. Продолжительность процесса образования протозвёзд невелика — всего около нескольких миллионов лет.

По мере роста массы протозвезды растёт и температура в её недрах. Когда она достигнет нескольких миллионов кельвинов, сжатие протозвезды прекратится, а в ядре включаться термоядерные источники энергии — реакции протон-протонного цикла. Момент начала термоядерных реакций есть момент рождения звезды.

Ближайшим к Земле звёздными яслями является хорошо известная нам Туманность Ориона. Она интересна ещё и тем, что в её центре с помощью космического телескопа «Хаббл» были обнаружены протозвёзды, окружённые протопланетными дисками.

Скорее всего, из вещества одного из таких дисков, который образовался вместе с будущим Солнцем, около 5 млрд лет назад сформировалась наша Земля и все другие тела Солнечной системы.

Тёмные газопылевые туманности, как и глобулы, представляют собой практически непрозрачные молекулярные облака, которые выглядят на небе как тёмные области, почти лишённые звёзд. Самая большая и близко расположенная к нам тёмная туманность протянулась от созвездия Орла до созвездия Скорпиона. Она вызывает хорошо заметное раздвоение Млечного Пути.

Читайте также:  Туманность гитара - все о космосе

Тёмные туманности отличаются от глобул тем, что они связаны с гигантскими молекулярными облаками, а также чаще всего являются скоплениями тёмных туманностей. Глобулами же называются отдельные изолированные тёмные туманности. Примерами тёмных туманностей являются туманности Конская Голова, Угольный Мешок и Туманность Змея в созвездии Змееносца.

Кроме разреженного газа и пыли, в межзвёздном пространстве со скоростями, близкими к скорости света, движется огромное количество элементарных частиц и ядер различных атомов. Их потоки называют космическими лучами.

А основными источниками частиц являются остатки сверхновых звёзд и пульсары. Изучение космических лучей позволило итальянскому учёному Энрико Ферми получить свидетельства существования межзвёздного магнитного поля.

Источник: https://videouroki.net/video/32-mezhzvyozdnaya-sreda-gaz-i-pyl.html

Все о космосе

Существование газа в пространстве между звездами впервые было обнаружено по присутствию вспектрах звезд линий поглощения, вызываемых межзвездным кальцием и межзвездным натрием.

Эти линии образуют­ся не в атмосферах самих звезд так как они одинаковы для всех звезд, в то время как другие линии могут быть интенсивны, слабы или вовсе отсутствовать в зависимо­сти от температуры поверхности звезды.

Кроме того, лу­чевая скорость, определенная по линиям межзвездного кальция и натрия, существенно отлична от лучевой ско­рости, согласованно получаемой по линиям спектра, при­надлежащим самой звезде. Это и понятно, потому что межзвездные кальций и натрий заполняют все пространст­во между наблюдателем и звездой и со звездой непосред­ственно не связаны.

https://www.youtube.com/watch?v=VN4Np4jyewY

После кальция и натрия было установлено присутст­вие кислорода, калия, титана и других элементов, а так­же некоторых молекулярных соединений: циана Сг^, уг­леводорода» СН и других.

Плотность межзвездного газа можно определить по интенсивности его линий. Как и следовало ожидать, она оказалась очень малой. Плотность межзвездного натрия, например, близ плоскости Галактики, т. е. там, где он наиболее плотен, соответствует одному атому на 10000 см3 пространства. Напомним, для сравнения, что в обычных земных условиях в 1 см3 воздуха содержится 2,7 • 1019 молекул.

Долгое время не удавалось обнаружить межзвездный водород, хотя в звездах он самый обильный газ. Это объ­ясняется особенностями физического строения атома во­дорода и характером поля излучения в Галактике.

В межзвездном пространстве не только очень, мала плотность вещества, но и ввиду огромных расстояний между звездами чрезвычайно низка плотность излучения. В подавляющем большинстве мест Галактики плотность излучения такая же, какой она была бы у нас на Зем­ле, если убрать Солнце, Луну, планеты, все земные ис­точники света и оставить сиять одни звезды.

В таких условиях атомам межзвездного газа очень редко удаётся наткнуться на световой квант и поглотить его. Но время от времени это все же происходит.

Если энергия кванта была велика, атом ионизуется, теряет электрон и в этом состоянии находится долго, так как плотность материи очень мала, в том числе очень мало вокруг свободных электронов, с одним из которых можно было бы вновь составить нейтральный атом.

Если поглощённый квант имел небольшую энергию, атом не ионизуется, а возбуждается, электрон не отрывается, но переходит на другую орбиту. В возбужденном состоянии атом может оставаться лишь ничтожную долю секунды. Он возвращается в обычное, как говорят, в основное состояние, излучив квант той самой частоты, какую поглотил.

Поэтому практически все атомы межзвездного газа находятся либо в основном нейтральном, невозбужденном состоянии, либо в ионизованном состоянии. Число атомов, находящихся в какой-нибудь момент в возбужденном состоянии, совершенно ничтожно.

Атомы нейтрального водорода, чтобы перейти в воз­бужденное состояние, поглощают квант весьма высокой частоты. При этом образуется линия поглощения.

Но эта линия лежит в далекой ультрафиолетовой части спект­ра, той части спектра, которая при обычных наблюдениях вовсе не получается в спектрах звезд, так как далекое ультрафиолетовое излучение полностью поглощается ат­мосферой Земли.

Лишь в наши дни, используя спутники и высотные ракеты для внеатмосферных наблюдений, можно поставить задачу выявления линий поглощения нейтрального водорода. И это уже сделано для спектра Солнца.

Ионизованный водород вовсе неспособен поглощать излучение, так как ион водорода состоит из одного про­тона без электронов. А возбужденных атомов нейтраль­ного водорода в межзвездном пространстве чрезвычайно мало. Именно возбужденные атомы водорода создают ли­ний поглощения водорода в атмосферах звезд.

Чтобы пе­рейти в еще более высокое возбужденное состояние, уже возбужденный атом водорода поглощает квант не очень высокой энергии, с частотой, соответствующей видимой области спектра, где и образуются линии, поглощения. В атмосферах звезд возбужденных атомов много так как там очень высока плотность излучения.

Вот почему в ат­мосферах звезд водород дает четко наблюдаемые линии, а межзвездный водород оказался таким трудноуловимым.

Но все-таки его удалось обнаружить, однако не по линиям поглощения, а по светлым (эмиссионным) линиям.

Если спектрограф наведен на лишенный звезд участок неба, в поле зрения попадет только толща межзвездной материи. Находящиеся в ней ионы водорода, встре­чаюсь со свободными электронами и, объединяясь с ними, должны в момент соединения излучать такой квант света, какой нужно было поглотить при ионизации.

Часто в следующее после объединения мгновение атом оказы­вается в высоком возбужденном состоянии, после чего он не обязательно сразу переходит в основное невозбужден­ное состояние, а может спускаться к нему каскадом, из­лучая несколько квантов, в том числе и кванты в види­мой части спектра. В спектре неба на темном фоне по­явятся эмиссионные линии водорода.

Именно таким путем был непосредственно обнаружен межзвездный водород.

Измерение интенсивности его линий подтвердило, что и в пространствах между звездами водород самый обильный газ, число его атомов приблизительно в тысячу раз
превосходит число атомов всех остальных элементов, вместе взятых.     ,

Близ плоскости Галактики один атом водорода прихо­дится «на 2—3 см3 пространства. Это значит, что плот­ность всей газовой материи около плоскости Галактики составляет 5—8 • 10~25 г/см3, масса газа других элементов ничтожно мала.

О чрезвычайно малой плотности меж­звездного газа можно составить представление с помощью такого подсчета: обыкновенный выдох, совершаемый чело­веком, способен создать в кубе с ребром в 400 км плот­ность газа, равную плотности межзвёздного газа.

Распределен межзвездный газ неравномерно, места­ми образуя облака с плотностью в десятки раз выше средней, а местами создавая разрежения. При удалении от плоскости Галактики средняя плотность межзвездно­го газа быстро падает. Общая его масса в Галактике со­ставляет 0,01—-0,02 общей массы всех звезд.

Звезды — горячие гиганты, излучающие большое ко­личество ультрафиолетовых квантов, ионизуют весь меж­звездный водород в значительной области вокруг себя. Размер зоны ионизации в очень большой степени зави­сит от температуры и светимости звезды.

Расчет пока­зывает, что при плотностях межзвездного водорода 2—0,5 атома, а 1 см3 около звезды спектрального класса О весь водород ионизован внутри сферы с радиусом 30—100 пс, Около звезды В1 радиус зоны ионизации составляет 10-— 30 пс, около звезды В2 — 4—12 пс и т. д.

Радиус зоны ионизации очень быстро уменьшается по мере перехода  более поздним спектральным классам и уже для звезд АО он составляет малую долю парсека. Вне зон иониза­ции почти весь водород находится в нейтральном со­стоянии.

Таким образом, все пространство Галактики можно разделить на зоны, где водород не ионизован (эти зоны принято называть зонами НI), и зоны ионизованного водорода (зоны НИ). Как показал теоретически датский астроном Стремгрен, границы между зонами НI и НИ всегда резкие, постепенного перехода от области, где во­дород практически весь ионизован, к области, где он весь нейтрален, нет.

В тех случаях, когда звезды — горячие гиганты рас­положены сравнительно близко друг к другу, зоны НИ около этих звезд сливаются в одну общую зону ионизо­ванного водорода,

Зоны НИ излучают, как мы поясняли выше, эмисси­онные линии водорода, образующиеся при переходах ато­ма после соединения иона со свободным электроном из высоких возбужденных состояний в более низкие.

Наи­более интенсивной из наблюдаемых линий при этом оказывается линия На с длиной волны 6563 А, возникающая при переходе атома из второго возбужденного состояния в первое возбужденное состояние. Эта линия располо­жена в красной части спектра.

Поэтому для выявления областей ионизованного водорода фотографируют участ­ки неба с помощью фильтров, пропускающих излучение

только в узкой части спектра около области 6563 А, т. е. вблизи места нахождения линии На. На таких фотогра­фиях относительная яркость зоны НII, интенсивно излу­чающей линию На, в сравнении с другими объектами значительно повышается и ее можно выделить.

Общий объем областей Н II в Галактике приблизитель­но в 10 раз меньше объема областей нейтрального водорода.

Около трех десятков лет назад было сделано еще од­но крупное открытие, связанное с межзвездным газом. Оказалось, что нейтральный водород излучает эмиссион­ную линию с длиной волны 21 см.

Это низкочастотное излучение, находящееся в диапазоне радиоволн, вызыва­ется тем, что невозбужденный нейтральный водород мо­жет находиться в двух энергетически близких состояни­ях, отличающихся друг от друга совпадением или несов­падением ориентации магнитных полей протона и элек­трона, образующих ядро атома водорода.

Переходы с бо­лее высокого из этих уровней (когда магнитные моменты антипараллельны) на другой (когда магнитные моменты параллельны), время от времени происходящие то с од­ним атомом, то с другим, сопровождаются излучением квантов с длиной волны «21 см.

Читайте также:  Космологическая сингулярность - все о космосе

Хотя каждый атом излу­чает такой квант очень редко, большое число нейтраль­ных атомов водорода, всегда находящихся на луче зре­ния (особенно большое при наблюдении в направлениях, близких к галактическому экватору), обеспечивает до­статочную интенсивность линии, чтобы можно было ее наблюдать с радиотелескопами умеренных размеров.

Источник: http://www.allkosmos.ru/gazovaya-materiya-v-galaktike/

Чем заполнен космический вакуум? – Звездный каталог. Наша планета и то, что вокруг неё

Звездный каталог » Основы астрономии » Чем заполнен космический вакуум?

Чем заполнен космический вакуум?

  • Рубрика: Основы астрономии
  • космос

Принято считать, что космические пространства заполнены разве что вакуумом, то есть пустотой. Однако, такое утверждение не совсем верно.

Начнем хотя бы с того, что даже сами наши представления о вакууме, то есть безвоздушном пространстве, весьма относительны. Например, в электрической лампочке «нет воздуха», говорим мы, он оттуда выкачан.

Сравнительно с комнатным воздухом там — вакуум.

Но физик с помощью своих лучших насосов может так выкачать воздух из какой-либо стеклянной трубки, что по сравнению с ним пространство внутри электрической лампы будет просто кишеть мириадами молекул.

Так выглядит газовая диффузная туманность

Вот и космический вакуум также относителен. Газовые диффузные туманности, хотя и имеют плотность, меньшую чем одна миллиардная от миллиардной доли грамма в кубическом сантиметре, но все же никак не могут считаться «пустотой».

Но и там, где нет ни звезд ни туманностей, тоже не царит абсолютное «ничто». Оно также заполнено газом, пускай и ничтожной плотности. Вот и выходит, что космический вакуум это никакая не пустота, а та же газовая среда, хотя и ужасно разряженная.

Впрочем, не только газовая! На спектрографе космический вакуум «светится» громадным количеством атомов различных химических элементов, но преобладают среди них ничто иное как кальций.

 Сперва это вызывало недоумение, но потом выяснилось, что ионизированный кальций поглощает свет главным образом в тех двух своих линиях, которые находятся в легко наблюдаемой части спектра.

Атомы других элементов поглощают свет либо в очень многих линиях, как, например, железо, либо в такой области спектра (ультрафиолетовой), которая недоступна для изучения из-за ее полного поглощения в нашей атмосфере.

Поэтому-то линии других межзвездных атомов, если они есть, либо вообще не могут быть обнаружены, либо они менее заметны, потому что их общее поглощение разбивается на много разных поглощений — в каждой линии понемногу. Поэтому нет оснований считать ионизированный кальций единственным или преобладающим газом в межзвездных далях. Фигурально выражаясь, он только заявляет о своем присутствии громче других.

https://www.youtube.com/watch?v=bRQBa6sBjBw

Можно все же попытаться найти и другие межзвездные газы, хотя бы слабые следы их. И действительно, после специальных поисков в спектрах звезд был найден межзвездный натрий, титан, калий, железо, циан и даже углеводород.

Общая плотность поглощающего межзвездного газа в несколько тысяч раз меньше плотности излучающих свет газовых туманностей.

Полная же плотность межзвездного газа значительно больше и составляет не менее одной миллионной от миллиардной части одной миллиардной доли грамма в кубическом сантиметре.

Если бы этот газ состоял из одного лишь водорода, то при такой плотности в 1 кубическом сантиметре содержалось бы только по одному атому, тогда как в таком же объеме комнатного воздуха их содержится 10 миллиардов миллиардов!

В действительности дело почти так и обстоит, так как водород на самом деле является главной составной частью межзвездного газа.

Следующее за ним место занимает натрий, но на водород приходится 90% всей межзвездной среды, включая космическую пыль и метеориты.

На долю последних приходится, как оказывается, ничтожная доля массы всей межзвездной среды, и больше всего в них весит самый легкий из газов.

И темные и светлые туманности которые мы видим с Земли, состоят из очень разряженных газов

Светлые туманности, то тут, то там видимые среди звезд и состоящие из газов, также светятся благодаря воздействию со стороны звезд, но в данном случае мы наблюдаем процесс так называемой флюоресценции — сама туманность не излучает света, а только отражает звездный, как правило исходящий от очень горячих звезд.

Подводя итог, хочу вновь задать вопрос, как и в начале: можно ли считать, что космос наполнен лишь пустотой? Нет, и мы в этом только что убедились.

 Однако, положа руку на сердце, мы должны признать и то, что такое утверждение не так уж далеко от действительности.

Не смотря на наличие в космическом вакууме громадного числа атомов самых разных химический элементов, их количество, все-таки ничтожно мало.

В пределах доступной исследованиям части Вселенной на каждый кубический сантиметр звездного вещества приходится приблизительно 10 000 000 000 000 000 000 000 000 000 кубических сантиметров почти пустого пространства.

А поскольку средняя плотность звезды лишь немного выше плотности воды, предыдущее утверждение можно перефразировать, сказав, что средняя плотность Вселенной порядка одного грамма на каждые 5  000 000 000 000 000 000 000 000 000 кубических сантиметров.

Это примерно в 10 триллионов раз меньше той плотности, которая считается высоким вакуумом, достигаемым при помощи обычной лабораторной техники.

Список источников литературы

Связанные материалы:

Источник: http://starcatalog.ru/osnovyi-astronomii/chem-zapolnen-kosmicheskiy-vakuum.html

20 увлекательных коротких фактов о космосе

Фактрум приглашает вас в виртуальное межзвёздное путешествие для эрудитов! Узнаем о космосе побольше.

Hq-wallpapers.ru

1. Солнце составляет 99,8 процентов от массы Солнечной системы

А именно 1 989 100 000 000 000 000 000 000 000 000 кг. Все остальные планеты, спутники, астероида и другие материи, включая всех людей на Земле, вмещаются в оставшиеся 0,2 процента.

2. Газовое облако в созвездии Орел содержит достаточно алкоголя, чтобы создать 200 септиллионов литров пива

Количество этанола было измерено в 1995 году, и ученые обнаружили около тридцати других химических веществ в облаке, но алкоголь был основным.

3. Мы обнаружили больше тысячи планет за пределами Солнечной системы за последние 20 лет

На данный момент подтверждено существование 1822 планет.

4. Звук межзвёздного пространства звучит жутковато

Космический аппарат Вояджер-1 записал звук вибрирующей плотной плазмы в межзвездном пространстве в 2012 и 2013 году.

5. Все планеты Солнечной системы могли бы уместиться между Землей и Луной

Расстояние между Землей и Луной (384 440 км) — [Диаметр Меркурия (4879 км) + диаметр Венеры (12 104 км) + диаметр Марса (6771 км) + диаметр Юпитера (138 350 км) + диаметр Сатурна (114 630 км) + диаметр Урана (50 532 км) + диаметр Нептуна (49 105 км)] = 8069 км.

Nastol.com.ua

6. Фотону требуется в среднем 170 000 лет, чтобы пройти от ядра Солнца к его поверхности

Но всего лишь 8 минут, чтобы достичь Земли.

7. Мы не сможем услышать никаких звуков в космосе

Аппарат Вояджер записал звук межзвездного пространства с помощью инструмента плазменной волны, но так как газ в межзвездном пространстве менее плотный, мы сами не сможем услышать этот звук.

Если бы звуковая волна проходила сквозь большое облако газа в космосе, всего несколько атомов в секунду достигли барабанной перепонки, и мы бы не услышали звука, так как перепонка недостаточно чувствительна.

8. Кольца Сатурна время от времени «исчезают»

Каждые 14–15 лет кольца Сатурна поворачиваются ребром к Земле. Они настолько узкие по сравнению с тем, насколько огромен Сатурн, что кажется, что они исчезают.

9. У Сатурна есть дополнительное огромное кольцо, открытое только в 2009 году

Кольцо начинается примерно в 6 миллионах километрах от Сатурна, и его протяженность составляет 12 миллионов км, куда вместилось бы 300 Сатурнов. Спутник Сатурна Феба вращается внутри кольца и некоторые астрономы считают, что именно он является источником появления кольца.

10. На северном полюсе Сатурна есть шестиугольное облако

Шестиугольный вихрь имеет размер почти 30 000 км в поперечнике.

Biguniverse.ru

11. В нашей Солнечной системе есть астероид с кольцами как у Сатурна

У астероида Харикло два плотных и узких кольца. Это пятый объект в Солнечной системе, у которого есть кольца, наряду с Сатурном, Юпитером, Нептуном и Ураном.

12. Юпитер в 2,5 раза больше, чем все планеты Солнечной системы вместе взятые

13. За полтора часа на Землю попадает больше солнечной энергии, чем мы использовали за весь 2001 год

14. Если бы вы упали в черную дыру, вас бы растянуло как лапшу

Это явление называется «спаггетификация».

15. Если ничто не потревожит Луну (например, метеорит), то следы, оставленные на ее поверхности, будут там вечно

В отличие от Земли, на Луне нет эрозии, вызываемой ветром и водой.

Hq-wallpapers.ru

16. Недавно была открыта звезда, прятавшаяся в блеске сверхновой звезды 21 год

Звезда и ее спутница, которая взорвалась и прятала ее из виду, находятся в галактике M81, находящейся на расстоянии 11 миллионов световых лет от Земли.

17. Навозные жуки ориентируются по Млечному пути

Птицы, тюлени и люди используют звезды для ориентирования, но африканские навозные жуки используют целую галактику, а не отдельные звезды, чтобы убедится в том, что они двигаются по прямой.

18. Объект размером с Марс столкнулся с Землей 4,5 миллиардов лет назад

Это пока самое правдоподобное объяснение того, как сформировалась Луна. От объекта откололся кусок, ставший Луной, и заставил ось Земли слегка наклониться.

19. Мы все сделаны из звездной пыли

После Большого Взрыва, крошечные частицы соединились в водород и гелий. Затем в очень плотных и горячих центрах звёзд они объединились, создав элементы, включая железо.

Так как люди, другие животные и большая часть материи содержит эти элементы, можно сказать, что мы состоим из звездной пыли.

20. В известной Вселенной бесчисленное количество звезд

Мы не знаем, сколько звезд во Вселенной. На данный момент мы используем приблизительные оценки, чтобы узнать, сколько звезд в нашей галактике Млечном пути. Умножив это число на предположительное число галактик во Вселенной, можно сказать, что существует невообразимое количество звезд.

Согласно исследованию Австралийского национального института число звезд составляет примерно 70 секстиллионов, а это 70 000 миллион миллионов.

Солнечная система — это аномалия на фоне остальной галактики

Понравился пост? Поддержи Фактрум, нажми:

Источник: https://www.factroom.ru/life/science/20-facts-about-space

Ссылка на основную публикацию