Між зоряний пил та газовітуманості

Зміст

1.Вступ                                                                                              2

2.Міжзоряний  пил                                                                              3

3.Туманності                                                                                       8

     1)Історичні  відомості                                                                   8

     2) Типи туманностей                                                                    9

4. Список використаної літератури                                               18 
     Вступ

     Астрономія - наука про небесні світила, про закони їхнього руху, будови і розвитку, а також про будову і розвиток Всесвіту в цілому. Слово «астрономія» походить від двох грецьких слів: «астрон» - «зоря» і «номос» - закон. Зауважимо цікавий факт: стародавні греки, відомі своєю допитливістю і особливим відчуттям прекрасного, у числі дев'ятьох муз пошановували і покровительку астрономії - Уранію.

      Астрономія має тривалу історію, ледве чи не найбільшу, ніж будь-яка інша наука. Творцями астрономії є різні люди. Їм були властиві звичайні людські емоції і слабкості, їхні міркування містили і геніальні прозріння, і прикрі помилки. Але всі ці люди були глибоко вражені величчю Всесвіту й спрямовували свої сили на його пізнання. Зазначимо, що до теми астрономії зверталися, вивчали окремі питання, астрономією захоплювалися багато видатних вчених, художників, композиторів, поетів. Історія астрономії зберігає цікаві й натхненні висловлювання на свою адресу. 
            Міжзоряний пил

     Якщо  поглянути на Чумацький Шлях в  ясну безмісячну ніч, то навіть неозброєним оком видно, що ця світла смуга, що перетинає все небо, не є суцільною. На її молочному тлі вирізняються численні темні плями і смуги. Одна з найпомітніших таких плям у сузір'ї Стрільця здавна відоме під назвою Вугільний Мішок. Вже два століття тому висувалися гіпотези, що «дірки» у небі представляють собою хмари поглинаючої світло матерії. Розвиток наглядової астрономічної техніки підкріпило ці припущення вагомими доказами.

     Про природу поглинаючої матерії  спочатку не було єдиної думки. Вважалося, наприклад, що це маленькі метеоритні частки, що утворюються при руйнуванні великих астероїдів. Дослідження  властивостей міжзоряного поглинання світла дозволило встановити, що воно викликається дрібними пилинки, які заповнюють космічний простір. Розміри цих пилинок - близько однієї стотисячної частки сантиметра.

     Темна пляма під газванієм "Вугільний Мішок" в сузір'ї Стрільця

     Пилові  частки в нашій Галактиці сильно концентруються до площини галактичного диску, тому більша частина темних плям зосереджена саме на тлі Чумацького Шляху. Міжзоряне пил повністю закриває від нас ядро нашої Галактики. Якби не ця обставина, на нічному небі між сузір'ями Стрільця і Скорпіона сяяло б величезне розмите пляма, за яскравістю змагаються з диском Місяця.

     Міжзоряне пил постає перед спостерігачами не тільки у вигляді темних туманностей. Якщо поблизу пилової хмари знаходиться  зірка, яка його висвітлює, то це хмара буде видно вже як світла туманність. У такому разі її називають відбивної туманністю.

     У перший час після того, як було виявлено існування міжзоряного пилу, вона розглядалася лише як прикра перешкода  астрономічним дослідженням. Пил  затримує майже половину сумарного випромінювання всіх зірок Галактики. У деяких більш щільних областях частка поглиненого світла перевищує 90%, а в молекулярних хмарах, де утворюються молоді зірки, досягає майже 100%.

     Щільність пилу в космосі мізерно мала навіть порівняно з розрідженим міжзоряним газом. Так, в околицях Сонця в кубічному сантиметрі простору міститься в середньому один атом газу і на кожні сто мільярдів атомів припадає лише одна порошинка! Іншими словами, відстань між пылинками вимірюється десятками метрів. Маса ж пилу в Галактиці складає приблизно одну соту від маси газу і одну десятитисячну від повної маси Галактики. Однак цієї кількості пилу достатньо для того, щоб значно послаблювати світло.

     Найсильніше поглинаються сині промені. При переході до червоних і інфрачервоним променям поглинання поступово слабшає. Але світло деяких обраних квітів поглинається сильніше за інших. Це пов'язано з тим, що окремі речовини особливо ефективно поглинають випромінювання з певними довжинами хвиль. Дослідження властивостей поглинання світла на різних довжинах хвиль показало, що до складу міжзоряних порошин входять з'єднання вуглецю, кремнію, замерзлі гази, водяний лід, а також різні органічні речовини.

     Вивчати властивості космічного пилу допомагає  поляризація світла. Світло являє собою коливання електромагнітного поля - електромагнітні хвилі. У звичайному випромінюванні зірочок є хвилі, що коливаються в усіх напрямках. Коли потік світла зустрічає на своєму шляху сферичну порошинку, всі ці хвилі поглинаються однаково. Але якщо порошинка витягнута уздовж однієї осі, то коливання, паралельні цієї осі, поглинаються сильніше, ніж перпендикулярні. У потоці світла, що пройшов через хмару витягнутих, однаково орієнтованих порошин, присутні вже не всі напрямки коливань, тобто випромінювання стає поляризованим. Вимірювання ступеня поляризації світла зірок дозволяє судити про форму та розміри пилових часток. А іноді за типом поляризації можна визначити і електричні властивості міжзоряного пилу.

     Зіставлення наглядових даних показало, що міжзоряне пил складається з двох видів частинок: графітових (вуглецевих) і силікатних (тобто що містять сполуки кремнію). Розміри порошин неоднакові, причому дрібних частинок значно більше, ніж великих. У цілому розмір порошин коливається від однієї мільйонної до однієї десятитисячного частки сантиметра.

     Графітові і силікатні частинки утворюються  у зовнішніх оболонках старих холодних зірок. Поняття «холодна зірка», звичайно, досить умовно. Поблизу зірки  температура оболонки ще досить висока і всі речовини знаходяться в газоподібному стані. У міру старіння зірка втрачає масу. Речовини, що витікає з її оболонки, віддаляється від зірки і остигає. Коли температура газу опускається нижче температури плавлення речовини пилинки, складові газ молекули починають злипатися в групи, утворюючи зародки пилинок. Спочатку вони ростуть повільно, але зі зменшенням температури їх зростання прискорюється. Цей процес триває кілька десятків років. При подальшому розширенні речовини, що втрачається зіркою, поступово падає не тільки його температура, але і щільність. Коли газ стає сильно розрідженим, зростання порошин припиняється.

     На  швидкість утворення і руйнування пилових частинок багато в чому впливають  температура і щільність того речовини, в якому вони знаходяться. Але міжзоряний простір вкрай неоднорідна. Газ і пил конденсуються в хмари, щільність яких може в мільйони разів перевищувати щільність межоблачного простору. Тиск випромінювання зірок і протягом газу в Галактиці можуть перемістити порошинку в області, де створюються сприятливі умови для її зростання або руйнування.

     Хімічний  склад порошин залежить від того, якого елементу більше міститься  в оболонці зірки - кисню або вуглецю. Справа в тому, що при охолодженні  речовини оболонки вуглець і кисень утворюють дуже міцні молекули окису вуглецю (чадний газ). Якщо після цього залишився надлишок вуглецю, в зірці будуть формуватися графітові частинки. В іншому випадку весь вуглець увійде до складу окису вуглецю, а надлишковий кисень почне з'єднуватися з кремнієм, утворюючи молекули окису кремнію, з яких потім виникають силікатні порошинки.

     Структура «новонародженої» порошинки досить проста. Вона однорідна за хімічним складом і будовою. Умови в  межоблачной середовищі такі, що структура  порошинки не може суттєво змінитися. Інакше йде справа в хмарах міжзоряного газу, щільність якого сягає тисяч атомів на кубічний сантиметр. Низька температура і висока щільність забезпечують необхідні умови для утворення на поверхні графітової або силікатної порошинки мантії з більш легкоплавких речовин, таких, як замерзлі вода, формальдегід і аміак. Суміш цих з'єднань часто позначають одним словом «лід».

     Молекули  льоду нестійкі. Вплив зовнішнього  випромінювання і зіткнення порошин  один з одним приводять до перетворення його в більш стійкі органічні  сполуки, які обволікають поверхню порошинки своєрідною плівкою.

     У дуже щільних молекулярних хмарах, куди не проникає випромінювання зірочок. Лід на поверхні пилових частинок вже не руйнується. Таким чином, у надрах цих хмар порошинки можуть мати тришарову структуру: тугоплавкі ядро, оболонка з органічних сполук і крижана мантія. Передбачається, що з таких пилинок, злиплих у великі грудки, складаються ядра комет - релікти, що збереглися від тих часів, коли наша Сонячна система сама була щільним непрозорим хмарою. За допомогою великих радіотелескопів вчені виявили, що в молекулярних хмарах крім звичайних для міжзоряного газу одиночних атомів водню, гелію та деяких інших хімічних елементів міститься велика кількість досить складних молекул. Молекули в космічному просторі утворюються в ході незліченних хімічних реакцій. Але головна серед них, без якої всі інші були б неможливі, - утворення молекул водню - ефективно протікає тільки на поверхні пилинок. Без участі міжзоряного пилу процес формування молекулярних хмар і зірок йшов би по-іншому.

     Завдяки вдосконаленню наглядової техніки  та активному використанню космічних  телескопів тепер можна спостерігати пил не тільки в нашій Галактиці, а й у її близьких і далеких  сусідів, і, перш за все в спіральних галактиках, галактиках з активними ядрами і квазарах. Спостереження показують, що властивості пилу у Всесвіті мало чим відрізняються від властивостей порошин Чумацького Шляху. У спіральних галактиках пил, як і в нас, концентрується поблизу площини симетрії цих зоряних систем, перекреслюючи яскраві зображення галактик вузькими темними смугами.

     Пішли в минуле уявлення про пилу як тільки про завісі, приховує багато таємниць Всесвіту. Тепер ясно, що пил відіграє активну роль і бере участь як істотний компонент у протікають у Всесвіті фізичних процесах. 
 
 
 
 
 
 
 
 

  Туманності

     Велика  туманність Оріона

     Туманність - міжзоряний хмара, що складається  з пилу, газу і плазми, що виділяється своїм випромінюванням або поглинанням в порівнянні з навколишнім його міжзоряним середовищем. 

     Історичні відомості

     Спочатку  туманностями в астрономії називали будь-які нерухомі протяжні (дифузні) світяться астрономічні об'єкти, включаючи  зоряні скупчення або галактики за межами Чумацького Шляху, які не вдавалося вирішити на зірки. Деякі приклади такого використання збереглися до цих пір. Наприклад, Галактику Андромеди іноді називають «Туманність Андромеди».

     Так, Шарль оригінальному, інтенсивно займався пошуком комет, склав в 1787 р. каталог нерухомих дифузних об'єктів, схожих на комети. У каталозі в оригінальному потрапили як власне туманності, так і галактики (наприклад, згадана вище галактика Андромеди - М31) і кульові зоряні скупчення (М13 - скупчення Геркулеса).

     У міру розвитку астрономії і роздільної здатності телескопів, поняття «туманність» все більш уточнювалося: частина  «туманностей» була ідентифікована як зоряні скупчення, були виявлені темні (поглинають) газопилові туманності й, нарешті, в 1920-х рр.. спочатку Лундмарку, а потім і Хабблу вдалося вирішити на зірки периферійні області ряду галактик і тим самим встановити їх природу. З цього часу термін «туманність» вживається в наведеному вище сенсі. 

     Типи  туманностей

     Первинний ознака, що використовується при класифікації туманностей - поглинання чи випромінювання (розсіювання) ними світла, тобто за цим критерієм туманності діляться на темні і світлі. Перші спостерігаються завдяки поглинанню випромінювання розташованих за ними джерел, другі - завдяки власному випромінюванню або відображенню (розсіюванню) світла розташованих поруч зірок. Природа випромінювання світлих туманностей, джерела енергії, збуджуючі їх випромінювання, залежать від їх походження і можуть мати різноманітну природу і нерідко в одній туманності діють кілька механізмів випромінювання.

     Поділ туманностей на газові і пилові в  значній мірі умовно: всі туманності містять і пил, і газ. Такий  розподіл історично зумовлене різними  способами спостереження і механізмами  випромінювання: наявність пилу найбільш яскраво спостерігається при  поглинанні випромінювання темними туманностями розташованих за ними джерел і при відображенні або розсіюванні, або перевипроміненням пилом, що міститься в туманності випромінювання розташованих поблизу або в самій туманності зірок; власне випромінювання газової компоненти туманності спостерігається при її іонізації ультрафіолетовим випромінюванням розташованої в туманності гарячої зірки (емісійні області H II іонізованого водню навколо зоряних асоціацій або планетарні туманності) або при нагріванні міжзоряного середовища ударною хвилею внаслідок вибуху наднової або впливу потужного зоряного вітру зірок типу Вольфа - Райє. 

     Темні туманності

     Туманність  Кінська Голова, знімок телескопа Хаббл

     Темні туманності являють собою щільні (зазвичай молекулярні) хмари міжзоряного  газу і міжзоряного пилу, непрозорі  через міжзоряного поглинання світла пилом. Зазвичай вони помітні на тлі  світлих туманностей. Рідше темні  туманності видно прямо на тлі Чумацького Шляху. Такі туманність Вугільний Мішок і безліч дрібніших, званих гігантськими глобули.

     Міжзоряний  поглинання світла Av в темних туманностях  коливається в широких межах, від 1-10m до 10-100m в найбільш щільних. Будова туманностей з великими Av піддається вивченню тільки методами радіоастрономії та субміліметровому астрономії, в основному за спостереженнями молекулярних радіоліній і по інфрачервоному випромінюванню пилу. Часто всередині темних туманностей виявляються окремі ущільнення з Av до 10 000m в яких, мабуть, формуються зірки.

     У тих частинах туманностей, які напівпрозорі в оптичному діапазоні, добре  помітна волокниста структура. Волокна  й загальна витягнутість туманностей  пов'язані з наявністю в них  магнітних полів, що ускладнюють  рух речовини поперек силових ліній і призводять до розвитку ряду видів магнітогідродинамічних нестійкостей. Пиловий компонент речовини туманностей пов'язаний з магнітними полями з-за того, що порошинки електрично заряджені. 
 

     Відбивні  туманності

     Відбивні  туманності є газово-пиловими хмарами, підсвічуються зірками. Якщо зірка (зірки) знаходяться в міжзоряному хмарі або поруч з ним, але недостатньо гаряча (гарячі), щоб іонізованого навколо себе значну кількість міжзоряного водню, то основним джерелом оптичного випромінювання туманності виявляється світло зірок, розсіюється міжзоряним пилом. Прикладом таких туманностей є туманності навколо яскравих зірок в скупченні Плеяди.

     Більшість відбивних туманностей розташоване  поблизу площини Чумацького шляху. У ряді випадків спостерігаються відбивні туманності на високих галактичних широтах. Це газово-пилові (часто молекулярні) хмари різних розмірів, форми, щільності та маси, що підсвічуються сукупним випромінюванням зірочок диска Чумацького Шляху. Вони важкі для вивчення з-за дуже низькою поверхневої яскравості (зазвичай багато слабкіше фону неба). Іноді, проектуючи на зображеннях галактик, вони приводять до появи на фотографіях галактик неіснуючих насправді деталей - хвостів, перемичок і т. п.

     Відбивна  туманність «Ангел» знаходиться  на висоті 300 пк над площиною галактики

     Деякі відбивні туманності мають кометообразний вигляд і називаються кометарнимі. У «голові» такий туманності перебуває звичайно змінна зірка типу Т Тельця, яка висвітлює туманність. Такі туманності нерідко мають змінну яскравість, відстежуючи (з запізненням на час поширення світла) змінність випромінювання висвітлюють їхніх зірок. Розміри кометарних туманностей зазвичай малі - соті частки парсека.

     Рідкісної різновидом відбивної туманності є  так зване світлове відлуння, що спостерігалося після спалаху Нової  зірки 1901 р. в сузір'ї Персея. Яскрава  спалах нової зірки підсвітили пил, і кілька років спостерігалася слабка туманність, що розповсюджувалася на всі боки зі швидкістю світла. Крім світлового луни після спалахів нових зірок утворюються газові туманності, подібні залишках спалахів наднових зірок.

     Багато  відбивні туманності мають тонковолокниста  структуру - систему майже паралельних волокон товщиною в декілька сотих чи тисячних часток парсека. Походження волокон пов'язано з желобковой або перестановочне нестійкістю в туманності, пронизаної магнітним полем. Волокна газу і пилу розсовують силові лінії магнітного поля і впроваджуються між ними, утворюючи тонкі нитки.

     Вивчення  розподілу яскравості і поляризації  світла по поверхні відбивних туманностей, а також вимір залежності цих  параметрів від довжини хвилі  дозволяють встановити такі властивості  міжзоряного пилу, як альбедо, індикатриси розсіювання, розмір, форму та орієнтацію пилинок. 

     Туманності, іонізованого випромінюванням

     Гігантська  область зореутворення NGC 604.

     Туманності, іонізованого випромінюванням, - ділянки  міжзоряного газу, сильно іонізованого випромінюванням зірок або інших  джерел іонізуючого випромінювання. Найяскравішими і поширеними, а також  найбільш вивченими представниками таких туманностей є області іонізованого водню (зони H II). У зонах H II речовина практично повністю іонізованого та нагрітий до температури ~ 104К ультрафіолетовим випромінюванням що знаходяться всередині них зірок. Всередині зон HII все випромінювання зірки в лаймановском континуумі переробляється у випромінювання в лініях субордінатних серій, відповідно до теореми Росселанда. Тому в спектрі дифузних туманностей дуже яскраві лінії Бальмерівської серії, а також лінія Лайман-альфа. Лише розріджені зони H II низької щільності іонізованого випромінюванням зірок, у т. н. корональної газі.

     До  туманів, іонізованого випромінюванням  відносяться також так звані  зони іонізованого вуглецю (зони C II), в  яких вуглець практично повністю іонізованого світлом центральних  зірок. Зони C II зазвичай розташовані навколо зон H II в областях нейтрального водню (HI) і проявляють себе по рекомбінаційних радіоліній вуглецю, аналогічним рекомбінаційних радіоліній водню і гелію. Зони C II спостерігаються також в інфрачервоній лінії C II (λ = 156 мкм). Для зон C II характерні низька температура 30-100 К і мала ступінь іонізації середовища в цілому: Ne / N <10-3, де Ne та N концентрації електронів і атомів. Зони C II виникають через те, що потенціал іонізації вуглецю (11,8 еВ) менше, ніж у водню (13,6 еВ). Випромінювання зірок з енергією E фотонів 11,8 еВ E 13,6 еВ (λ = 1108 - 912Å) виходить за межі зони H II в область HI, стиснуту іонізаційним фронтом зони H II, і іонізуючих там вуглець. Зони C II виникають також навколо зірок спектральних класів B1-B5, що знаходяться в щільних ділянках міжзоряного середовища. Такі зірки практично не здатні іонізованого водень і не створюють помітних зон H II.

     Туманності, іонізованого випромінювання, що виникає  також навколо потужних рентгенівських джерел в Чумацькому Шляху і в інших галактиках (у тому числі в активних ядрах галактик і квазарах). Для них часто характерні більш високі температури, ніж у зонах H II, і вищий ступінь іонізації важких елементів.

     Планетарна  туманність «Котяче око».

     Планетарна  туманність «Пісочний годинник»  розташована на відстані 8000 світлових  років 

     Планетарні  туманності

     Різновидом  емісійних туманностей є планетарні туманності, утворені верхніми шарами спливаючими атмосфер зірок; зазвичай це оболонка, скинута зіркою-гігантом. Туманність розширюється і світиться  в оптичному діапазоні. Перші  планетарні туманності були відкриті У. Гершелем близько 1783 і названі так за їх зовнішню схожість з дисками планет. Однак далеко не всі планетарні туманності мають форму диска: багато хто має форму кільця або симетрично витягнуті уздовж деякого напрямку (біполярні туманності). Всередині них помітна тонка структура у вигляді струменів, спіралей, дрібних глобул. Швидкість розширення планетарних туманностей 20-40 км / с, діаметр 0,01-0,1 пк, типова маса близько 0,1 маси Сонця, час життя близько 10 тис. років. 

     Туманності, створені ударними хвилями

     Різноманітність і численність джерел надзвукового руху речовини в міжзоряному середовищі призводять до великої кількості  і різноманітності туманностей, створених ударними хвилями. Зазвичай такі туманності недовговічні, оскільки зникають після вичерпання кінетичної енергії рухомого газу.

     Основними джерелами сильних ударних хвиль  у міжзоряному середовищі є вибухи зірок - скиди оболонок при спалахах наднових і нових зірок, а також  зоряний вітер. У всіх цих випадках є точкове джерело викиду речовини (зірка). Створені таким чином туманності мають вигляд розширюється оболонки, за формою близькою до сферичної.

     Викидається речовина має швидкості порядку  сотень і тисяч км / с, тому температура  газу за фронтом ударної хвилі  може досягати багатьох мільйонів і навіть мільярдів градусів.

     Газ, нагрітий до температури кілька мільйонів  градусів, випромінює головним чином  в рентгенівському діапазоні  як в безперервному спектрі, так  і в спектральних лініях. В оптичних спектральних лініях він світиться  дуже слабо. Коли ударна хвиля зустрічає неоднорідності міжзоряного середовища, вона огинає ущільнення. Всередині ущільнень поширюється більш повільна ударна хвиля, що викликає випромінювання в спектральних лініях оптичного діапазону. В результаті виникають яскраві волокна, добре помітні на фотографіях. Основний ударний фронт, обтиску згусток міжзоряного газу, приводить його в рух у бік свого поширення, але з меншою, ніж у ударної хвилі, швидкістю. 

     Залишки наднових і нових  зірок

     Найбільш  яскраві туманності, створені ударними хвилями, викликані вибухами наднових зірок і називаються залишками  спалахів наднових зірок. Вони грають дуже важливу роль у формуванні структури  міжзоряного газу. Поряд з описаними особливостями для них характерний нетеплове радіовипромінювання з поважним спектром, викликане релятивістського електрона, прискорює як у процесі вибуху наднової, так і пізніше пульсаром, зазвичай залишається після вибуху. Туманності, пов'язані з вибухами нових зірок, малі, слабкі і недовговічні. 

     Туманності навколо зірок Вольфа - Райє

     Шолом Тора - туманність навколо зірки Вольфа - Райє

     Інший тип туманностей, створених ударними хвилями пов'язаний з зоряним вітром від зірок Вольфа - Райє. Ці зірки характеризуються дуже потужним зоряним вітром з потоком маси на рік і швидкістю закінчення (1 - 3) • 103км / с. Вони створюють туманності розміром в декілька парсек з яскравими волокнами. На відміну від залишків спалахів наднових зірок радіовипромінювання цих туманностей має теплову природу. Час життя таких туманностей обмежена тривалістю перебування зірок у стадії зірки Вольфа - Райе і близько до 105 років. 

     Туманності навколо O-зірок

     Аналогічні  за властивостями туманностями навколо зірок Вольфа - Райє, але утворюються навколо найбільш яскравих гарячих зірок спектрального класу О - зірочок Of, які також володіють сильним зоряним вітром. Від туманностей пов'язаних з зірками Вольфа - Райє, вони відрізняються меншою яскравістю, великими розмірами і, мабуть, більшою тривалістю життя. 
 
 

     Туманності  в областях зореутворення

     Туманність Оріон А - гігантська область зореутворення

     Ударні  хвилі менших швидкостей виникають  в областях міжзоряного середовища, в яких відбувається зореутворення. Вони призводять до нагрівання газу до сотень і тисяч градусів, збудження  молекулярних рівнів, часткового руйнування молекул, нагріву пилу. Такі ударні хвилі видно у вигляді витягнутих туманностей світяться переважно в інфрачервоному діапазоні. Ряд таких туманностей виявлений, наприклад, в осередку зореутворення, пов'язаному з туманністю Оріона. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

       Список використаної літератури

1.http://ru.wikipedia.org/wiki/Туманность

2.http://cosmoportal.net/article/a-45.html