Галактические и внегалактические газопылевые облака
Исследование молекулярных и газопылевых облаков Галактики. Структура Галактики и морфологические типы галактик. Основные свойства межзвездной среды. Распределение межзвездного газа и пыли в галактиках. Молекулярные облака как очаги звездообразования.
| Рубрика | Астрономия и космонавтика |
| Вид | дипломная работа |
| Язык | русский |
| Дата добавления | 25.05.2018 |
| Размер файла | 1,6 M |
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.
103
Размещено на http://www.allbest.ru/
МИНИСТЕРСТВО ВЫСШЕГО И СРЕДНЕГО СПЕЦИАЛЬНОГО ОБРАЗОВАНИЯ РЕСПУБЛИКИ УЗБЕКИСТАН
НАЦИОНАЛЬНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ УЗБЕКИСТАНА ИМЕНИ МИРЗО УЛУГБЕКА
ФИЗИЧЕСКИЙ ФАКУЛЬТЕТ
КАФЕДРА АСТРОНОМИИ И ФИЗИКИ АТМОСФЕРЫ
ВЫПУСКНАЯ КВАЛИФИКАЦИОННАЯ РАБОТА
Галактические и внегалактические газопылевые облака
Направление образования: 5440300 - Астрономия
Научные руководители:
Кандидат физико математических наук, доцент Ходжаев А.С.
Кандидат физико математических наук, доцент Ахунов Т.А.
Ковалева Анна Александровна
Ташкент - 2014
Оглавление
- Введение
- Глава 1. Исследования молекулярных и газопылевых облаков Галактики
- § 1.1 Структура Галактики и морфологические типы галактик
- § 1.2 Свойства межзвездной среды
- § 1.3 Распределение межзвездного газа и пыли в галактиках
- § 1.4 Молекулярные облака как очаги звездообразования
- § 1.5 Характеристики галактических и внегалактических газопылевых облаков
- Глава II. Анализ наблюдательных данных по молекулярным и газопылевым облакам
- § 2.1 Отбор данных наблюдений. Работа с базами астрономических данных
- § 2.2 Каталоги МО и газопылевых облаков
- § 2.3 Статистический анализ и обсуждение результатов
- Заключение
- Литература
- Приложения
Введение
Актуальность работы. Как известно, межзвездная среда является одной из основных составляющих Галактики. Эта форма материи в основном сосредоточена в виде различного вида облаков, таких как газопылевые облака и в зависимости от различных физических условий они могут быть молекулярными облаками (МО), темными и светлыми туманностями, угольными мешками и др.
С другой стороны наблюдения показывают, что процессы звездообразования в галактиках, в том числе и нашей, все еще активно продолжается. Они всегда рождаются группами. И как раз таки МО, чаще всего, являются теми самыми очагами, где они и зарождаются. А этот процесс непосредственно связан со структурой галактики и влияет на ход ее эволюции. Отсюда видно, что изучение физики молекулярных облаков в частности и газопылевых туманностей в целом является одной из актуальных задач современной астрофизики.
Связь выпускной работы с тематическими планами НИР. Данная квалификационная выпускная работа выполнена в рамках фундаментального проекта "Исследование физики и эволюции галактических и внегалактических молекулярных и газово-пылевых облаков" (тема Ф2-57).
Целью исследованийявляется комплексное изучение систем молекулярных и газово-пылевых облаков галактик (включая и нашу), составление сводного каталога и его анализ.
Задачи исследования. Для достижения вышеуказанных целей нам надо было решить нижеследующие задачи:
разработка методики поиска и работы с БД по МО и газово-пылевым облакам
сбор и систематизация общих характеристик и данных наблюдений МО и газово-пылевых облаков
галактика пыль газопылевое облако
составление каталога наблюдаемых МО Галактики и ближайших к нам галактик на основе банков данных, размещённых в Интернет
статистический анализ их основных физических параметров
2-D картирование распределения МО и газово-пылевых облаков Галактики
Методы исследований. В работе применялись методы сбора и систематизации данных наблюдений и метода статистического анализа.
Основные результаты работы:
1. Разработана методика поиска и работы с БД по МО и газово-пылевым облакам
2. Собраны и систематизированы общие характеристики и данные последних наблюдений МО и газово-пылевых облаков Галактики
3. Произведена каталогизация всех наблюдённых до настоящего времени МО
4. Рассмотрено и оценено наличие измеренных физических параметров в совокупности уже отнаблюдённых МО и газово-пылевых облаков Галактики, выявлены пробелы
5. В двумерном приближении на картинной плоскости воссоздано и сравнено текущее распределение МО и газово-пылевых облаков Галактики
6. Построены и проанализированы 3-х параметрические зависимости для МО и газово-пылевых облаков Галактики на разных углах.
Научная и практическая значимость результатов исследования. Исследование системы молекулярных и газово-пылевых облаков галактик, где они до сих пор наблюдались, позволит существенно продвинуться в изучении проблем происхождения не только изучаемых систем молекулярных и газово-пылевых облаков галактик, но и самих галактик и их крупномасштабных структур, а также прогнозировать новые процессы в их эволюции.
Реализация результатов. Созданный каталог наблюдательных данных по молекулярным и газопылевым облакам будут основой для дальнейших исследований в этой области. Результаты данной работы являются частью результатов фундаментального гранта "Исследование физики и эволюции галактических и внегалактических молекулярных и газово-пылевых облаков", выполняемого на кафедре "Астрономии и физики атмосферы" Национального университета Узбекистана.
Опубликованность результатов. Основные результаты выпускной работы опубликованы в 3 в сборниках трудов международных и республиканских конференций.
Список опубликованных работ:
1. Hojaev A. S., Kovaleva A. A. Alimova N. R. // First Census of Galactic Molecular Clouds // Proceedings of the International Astronomical Union, 2013, v.292, p.104
2. Алимова Н.Р., Ковалёва А.А., Ходжаев А.С. // Распределение молекулярных и газово-пылевых облаков Галактик // Республиканская научно-практическая конференция "Место одарённой молодёжи в развитии науки" - РИАК-VI, Ташкент, 2013, с.156
3. Ковалёва А.А., Ходжаев А.С. // Анализ некоторых физических характеристик облаков межзвездной среды // Республиканская научно-практическая конференция "Место одарённой молодёжи в развитии науки" - РИАК-VII, Ташкент, 2014, с.184
Личный вклад автора. Постановка задачи принадлежит научному руководителю. Автор выпускной работы самостоятельно собрала все данные для каталога, систематизировала их, провела их статистический анализ. Опубликованные статьи в сборниках конференций были написаны совместно. В этих работах автор собирала данные, выполнила статистическую обработку и участвовала в обсуждениях.
Структура и объем выпускной работы. Данная работа состоит из Введения, двух глав, заключения, списка литературы из 42 наименований и приложения. Полный объем работы 86 страницы (включая приложение), объем основного текста 41 страница, включая 14 рисунков и 7 таблиц.
Основное содержание выпускной работы
Во Введении данной работы обосновывается актуальность работы, формулируются цели и задачи исследования, приводятся основные результаты выпускной работы, публикации и краткое содержание работы.
В первой главе описываются исследования молекулярных и газопылевых облаков Галактики. В первом параграфе данной главы даны сведения о структуре галактики, а также морфологические типы галактик. Второй параграф представляет собой свойства межзвездной среды, ее основные компоненты. В третьем параграфе описываются само распределение межзвездного газа и пыли. В четвертом параграфе описывается структура МО,распределение, параметры ГМО. В пятом параграфе представлены характеристики галактических и внегалактических газопылевых облаков.
Во второй главе рассказывается о методах исследования МО, анализ и их результат. В первом параграфе идет отбор данных наблюдений и описание работ с базами астрономических данных. Во втором параграфе представлены каталоги МО и газопылевых облаков, их представление и описание. В третьем параграфе приводятся статистический и корреляционный анализ и обсуждение результатов.
В Заключении приводятся выводы и перечисляются основные результаты, полученные в этой выпускной работе.
Обозначения и сокращения
В настоящей работе применяются следующие термины с соответствующими определениями, обозначениями и сокращениями:
МО - молекулярное облако
ГМО - гигантское молекулярное облако
МЗС - межзвёздная среда
БД - Базы данных
HI - Зона нейтрального водорода
HII - Зона ионизированного водорода
IRAS - Инфракрасный астрономический спутник
Глава 1. Исследования молекулярных и газопылевых облаков Галактики
§ 1.1 Структура Галактики и морфологические типы галактик
Галактика - гравитационно-связанная система из звёзд и звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли, и тёмной материи. Все объекты в составе галактики участвуют в движении относительно общего центра масс.
По строению наша Галактика, как и галактика М31, состоит из центрального ядерного сгущения и дискового компонента, представленного двумя спиральными ветвями, исходящими из центрального сгущения. В свою очередь спиральные ветви разделяются на рукава спиралей. В дисковой составляющей, в основном в спиралях, расположены звёзды и их системы, заключающие в себе более 90% всего вещества Галактики. Звёздное население, как правило, образует гравитационно-связанные звёздные скопления, комплексы, менее связанные гравитацией ассоциации молодых звёзд, а также рождается в молекулярных облаках [3], являющихся областями современного звездообразования. По известным нам данным, в нашей Галактике на сегодняшний день известно около 200 отдельных областей звездообразования (ОЗО) и звёздных комплексов [4-10]. Остальные компоненты диска этих галактик - это газово-пылевая, молекулярно-облачная материя, состоящие в основном из водорода в различных физических и химических состояниях (зоны НI, HII, H2) и космические лучи. Имеется общегалактическое магнитное поле.
Новейшие исследования показывают, что межзвёздная материя содержит в себе довольно существенную массу барионного вещества галактик и потому играет весьма важную роль в динамике и физических процессах в галактиках.
Галактики, кроме галактики Млечный Путь, внутри которой находится Земля - чрезвычайно далёкие астрономические объекты. Расстояние до ближайших из них принято измерять в мегапарсеках, а до далёких - в единицах красного смещения z. Разглядеть на небе невооружённым глазом можно всего лишь три галактики: туманность Андромеды (видна в северном полушарии), Большое и Малое Магеллановы Облака (видны в южном).
Галактики отличаются большим разнообразием: среди них можно выделить сфероподобные эллиптические галактики, дисковые спиральные галактики, галактики с перемычкой (баром), линзовидные, карликовые, неправильные и т.д. К примеру, их масса варьируется от 107 до 1012 масс Солнца, масса нашей галактики Млечный Путь равна 2·1011 масс Солнца. Диаметр галактик - от 5 до 250 килопарсек (16-800 тысяч световых лет), диаметр нашей галактики около 30 килопарсек (100 тысяч световых лет). Самая большая известная на 2012 год галактика IC 1101 имеет диаметр более 600 килопарсек.
Рис. 1. Схема спиральной галактики, видимой в профиль.
Одной из нерешённых проблем строения галактик является тёмная материя, проявляющая себя только в гравитационном взаимодействии. Она может составлять до 90 % от общей массы галактики, а может и полностью отсутствовать, как в некоторых карликовых галактиках.
В пространстве галактики распределены неравномерно: в одной области можно обнаружить целую группу близких галактик, а можно не обнаружить ни одной, даже самой маленькой галактики (так называемые войды). Точное количество галактик в наблюдаемой части Вселенной неизвестно, но, по всей видимости, их порядка ста миллиардов (1011).
Таблица 1. Важнейшие интегральные характеристики галактик (экстремальные значения опущены).
|
Параметр |
Основной метод измерения |
Интервал значений |
Примерное значение для нашей галактики |
|
|
Диаметр D25 |
Фотометрия |
5-50 кпк |
30 кпк |
|
|
Радиальная шкала диска R0 |
Фотометрия |
1-7 кпк |
3 кпк |
|
|
Толщина звёздного диска |
Фотометрия дисков, наблюдаемых "с ребра" |
0,3-1 кпк |
0,7 кпк |
|
|
Светимость |
Фотометрия |
107-1011L? |
5·1010 L? |
|
|
Масса М25 в пределах D25 |
Измерение скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера |
107-1012M? |
2·1011 M? |
|
|
Относительная масса газа Mgas/M25 в пределах D25 |
Измерение интенсивностей линий нейтрального и молекулярного водорода |
0,1-30 % |
2% |
|
|
Скорость вращения V внешних областей галактик |
Измерение скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера |
50-300 км/с |
220 км/с (для окрестности Солнца) |
|
|
Период обращения внешних областей галактик |
Измерение скоростей газа и/или звёзд по эффекту Доплера |
108-109лет |
2·108 лет (для окрестности Солнца) |
|
|
Масса центральной чёрной дыры |
Измерение скоростей звёзд и газа вблизи ядра; эмпирическая зависимость от центральной дисперсии звёзд |
3·105-3·109 M? |
4·106 M? |
Основные наблюдаемые составляющие галактик включают:
· Нормальные звёзды различных масс и возрастов, часть которых заключена в скоплениях.
· Компактные остатки проэволюционировавших звёзд.
· Холодная газопылевая среда.
· Наиболее разрежённый горячий газ с температурой 105 - 106 К.
Двойные звёзды в соседних галактиках не наблюдаются, но, судя по окрестностям Солнца, кратных звёзд должно быть достаточно много. Газопылевая среда и звёзды состоят из атомов, и их совокупность называют барионной материей галактики. В небарионную включается масса тёмной материи и масса чёрных дыр.
Морфологическая классификация галактик:
Ядро - крайне малая область в центре галактики. Когда речь заходит о ядрах галактик, то чаще всего говорят об активных ядрах галактик, где процессы нельзя объяснить свойствами сконцентрированных в них звёзд.
Диск - относительно тонкий слой, в котором сконцентрировано большинство объектов галактики. Подразделяется на газопылевой диск и звёздный диск.
Полярное кольцо - редкий компонент. В классическом случае галактика с полярным кольцом имеет два диска, вращающихся в перпендикулярных плоскостях. Центры этих дисков в классическом случае совпадают. Причина возникновения полярных колец до конца не ясна.
Сфероидальный компонент - сфероподобное распределение звёзд.
Балдж (англ. bulge - вздутие) - наиболее яркая внутренняя часть сфероидального компонента.
Гало - внешний сфероидальный компонент. Граница между балджем и гало размыта и достаточно условна.
Спиральная ветвь (спиральный рукав) - уплотнение из межзвёздного газа и преимущественно молодых звёзд в виде спирали. Скорее всего, являются волнами плотности, вызванными различными причинами, однако вопрос об их происхождении до сих пор окончательно не решён.
Бар (перемычка) - выглядит как плотное вытянутое образование, состоящее из звёзд и межзвёздного газа. По расчётам, главный поставщик межзвёздного газа к центру галактики. Однако почти все теоретические построения основываются на факте, что толщина диска много меньше его размеров, иными словами, диск плоский, и почти все модели - упрощённые двумерные модели, расчётов трёхмерных моделей дисков крайне мало. Важнейшими компонентами являются газопылевой диск, звёздный диск и сфероидальный компонент. Существует четыре основных вида галактик:
1. Эллиптические галактики (E) - галактики, у которых дисковой составляющей нет, либо она слабоконтрастна. Все остальные галактики дисковые.
2. Спиральные галактики (S) - галактики, обладающие спиральными ветвями. Иногда ветви могут вырождаться в кольца.
3. Линзовидные галактики (S0) - галактики, по своей структуре не отличающиеся от спиральных, за исключением отсутствия чёткого спирального узора. Объясняется это низким содержанием межзвёздного газа, а значит, и низким темпом звездообразования.
4. Неправильные галактики (Irr) - для них характерна неправильная клочковатая структура. Как правило, в них очень много межзвёздного газа, до 50% от массы галактики.
Рис. 2. Классификация галактик по Хабблу
В таблице 2 приведены характеристики основных видов галактик.
Таблица 2. Характеристики основных видов галактик
|
E |
S0 |
Sa-Sd |
Irr |
||
|
Сфероидальный компонент |
Галактика целиком |
Есть |
Есть |
Очень слаб |
|
|
Звёздный диск |
Нет или слабо выражен |
Есть |
Основной компонент |
Основной компонент |
|
|
Газопылевой диск |
Нет |
Нет или очень разрежен |
Есть |
Есть |
|
|
Спиральные ветви |
Нет или только вблизи ядра |
Нет или слабо выражены |
Есть |
Нет |
|
|
Активные ядра |
Встречаются |
Встречаются |
Встречаются |
Нет |
|
|
Процент от общего числа галактик |
20% |
20% |
55% |
5% |
Во многих случаях очень удобной оказывается несколько более подробная Хаббловская классификация галактик по подвидам. Хаббловское деление (или камертон Хаббла), охватывающее все галактики, основывается на их визуально воспринимаемом строении. И если эллиптические она описывает вполне точно, то одна и та же спиральная галактика может классифицироваться по-разному.
В 2003 году Майклом Дринкуотером (MichaelDrinkwater) из университета Квинсленда (UniversityofQueensland) был открыт новый вид галактик, классифицируемый как ультракомпактные карликовые галактики.
§ 1.2 Свойства межзвездной среды
Вещество и поля, заполняющие межзвездное пространство внутри галактик, называются МЗС [3]. Основной составляющей межзвездной среды является межзвездный газ, состоящий примерно на 90% (по числу атомов) водорода. Он довольно равномерно перемешан с межзвездной пылью, составляющей по массе около 1% межзвездной среды, и пронизывается межзвездным и магнитными полями, космическими лучами и электромагнитным излучением.
Именно из межзвездной среды рождаются звезды и окружающие их протопланетные диски, а затем планетные системы. Причем на ранних стадиях образования звезд и протопланетных дисков молекулярный состав вещества сохраняется таким, каким он был в наиболее холодных участках межзвездной среды, из которых образуются протозвезды.
Основные компоненты межзвездной среды приведены в табл.1. Заметим, что все эти компоненты существуют не сами по себе, а любая их пара взаимосвязана, причем в большинстве случаев взаимодействие сильное. Поскольку в межзвездной среде осуществляется примерное равенство плотности энергии движений газа (кинетической энергии), магнитного поля и заряженных частиц (космических лучей), межзвездная среда представляет собой очень сложно структурированный, динамичный объект [1].
Таблица 3. Основные компоненты межзвездной среды
|
1. |
Газ (атомы, молекулы, ионы, электроны) |
~ 99% массы |
|
|
2. |
Пыль |
~ 1% массы |
|
|
3. |
Магнитные поля |
~ 0% массы |
|
|
4. |
Космические лучи |
~ 0% массы |
|
|
5. |
Электромагнитное излучение |
~ 0% массы |
Содержание элементов в газовой фазе межзвездной среды заметно отличается от указанной в табл.1 средней распространенности: наблюдается дефицит тяжелых элементов, достигающий для Fe, Ni, Ti, Са, AI трех порядков величины. Величина дефицита зависит от температуры Тс его конденсации, т.е. перехода из газообразной в твердую фазу с образованием межзвездных пылинок.
Поэтому величина дефицита элементов в газе дает информацию о составе межзвездной пыли. Суммарный дефицит тяжелых элементов в газовой фазе составляет ~1 % массы газа, что соответствует доли массы межзвездной пыли в межзвездной среде.
Межзвездное пространство пронизано ультрафиолетовым излучением горячих звезд. Поэтому в незащищенных от ультрафиолетового излучения областях межзвездной среды молекулы быстро разрушаются, так что их равновесное содержание очень мало. Поэтому в большом количестве молекулы присутствуют только в молекулярных облаках. Молекулярные облака - это плотные участки межзвездной среды, в которых пылинки, равномерно перемешенные с газом, ослабляют ультрафиолетовое излучение горячих звезд в тысячи, миллионы и более раз. Однако концентрация частиц газа в этих "плотных" участках составляет всего лишь ~103 см 3 (плотность ~10-21 г/см3). Такие участки межзвездной среды являются наиболее холодными. Их температура обычно составляет 10-30 К. Именно в такой "криогенной", разреженной космической среде находится большинство космических молекул.
В основном наблюдается собственное излучение молекул. При столь низких температурах тепловое излучение вещества имеет место только в радио - и субмиллиметровом спектральных диапазонах. Но как раз в эти спектральные диапазоны попадает огромное количество молекулярных линий, прежде всего вращательных переходов. При температурах 10-100 К молекулы не создают молекулярные полосы, содержащие большое количество спектральных линий. Их спектры просты. Специфика используемых астрономами в этих диапазонах радиофизических методов измерения позволяет реализовывать очень высокое спектральное разрешение л/? л =106-108. Это дает возможность не только однозначно отождествлять по набору спектральных линий молекулы и молекулярные ионы, но и легко различать их изотопические варианты. Из радиоспектров удается извлекать разнообразную информацию: распределение содержания различных молекул и молекулярных ионов внутри молекулярных облаков; распределение температуры и плотности вещества в них; детально изучать движения газа в разных местах облака [1]. Все это позволяет подробно исследовать области звездообразования и изучать процессы, приводящие к рождению звезд.
Если какая-либо молекула не наблюдается, еще не означает, что она не образуется или отсутствует в МЗС. Надо проверять возможность ее наблюдать.
Многие молекулы обнаружены в сотнях и тысячах различных объектов, хотя большинство других удалось пока наблюдать лишь в нескольких наиболее изученных молекулярных облаках. Чувствительность современных радиоастрономических измерений позволяет изучать молекулы не только в нашей Галактике, но и в других галактиках. В настоящее время в других галактиках найдено около 50 различных молекул. Наша Галактика не уникальна по количеству межзвездного вещества в молекулярной форме. Есть галактики, у которых доля массы, приходящаяся на молекулы, как заметно больше, так и значительно меньше, чем в Галактике.
Относительные содержания молекул мало меняются от облака к облаку. Естественно, наиболее велико содержание молекулярного водорода Н2. Но эта молекула трудна для наблюдения, поскольку не имеет дипольного момента и, соответственно, сильных спектральных линий. Второе место занимают молекулы угарного газа СО. С точностью до ошибок измерений во всех облаках количество молекул СО составляет - 10-4 числа молекул Н2. Молекула СО легко наблюдается по сильным и удобным для измерений эмиссионным (реже абсорбционным) вращательным радиолиниям л = 2.6 мм и л = 1.3 мм, принадлежащим 5 изотопическим вариантам этой молекулы. Содержание более сложных молекул мало зависит от их сложности и колеблется в пределах 10-7 - 10-9 количества молекул Н2.
§ 1.3 Распределение межзвездного газа и пыли в галактиках
Пылевые частицы в нашей Галактике сильно концентрируются к плоскости галактического диска, поэтому большая часть тёмных пятен сосредоточена именно на фоне Млечного Пути. Межзвёздная пыль полностью закрывает от нас ядро нашей Галактики. Если бы не это обстоятельство, на ночном небе между созвездиями Стрельца и Скорпиона сияло бы огромное размытое пятно, по яркости соперничающее с диском Луны.
Межзвёздная пыль предстаёт перед наблюдателями не только в виде тёмных туманностей. Если вблизи пылевого облака находится звезда, которая его освещает, то это облако будет видно уже как светлая туманность. В таком случае её называют отражательной туманностью.
В первое время после того, как было обнаружено существование межзвёздной пыли, она рассматривалась лишь как досадная помеха астрономическим исследованиям. Пыль задерживает почти половину суммарного излучения всех звёзд Галактики. В некоторых более плотных областях доля поглощённого света превышает 90%, а в молекулярных облаках, где образуются молодые звёзды, достигает практически 100%.
Плотность пыли в космосе ничтожно мала даже по сравнению с разреженным межзвёздным газом. Так, в окрестностях Солнца в кубическом сантиметре пространства содержится в среднем один атом газа и на каждые сто миллиардов атомов приходится всего одна пылинка! Иными словами, расстояние между пылинками измеряется десятками метров. Масса же пыли в Галактике составляет приблизительно одну сотую от массы газа и одну десятитысячную от полной массы Галактики. Однако этого количества пыли достаточно для того, чтобы значительно ослаблять свет.
Сильнее всего поглощаются синие лучи. При переходе к красным и инфракрасным лучам поглощение постепенно ослабевает. Но свет некоторых избранных цветов поглощается сильнее других. Это связано с тем, что отдельные вещества особенно эффективно поглощают излучение с определёнными длинами волн. Исследование свойств поглощения света на различных длинах волн показало, что в состав межзвёздных пылинок входят соединения углерода, кремния, замёрзшие газы, водяной лёд, а также различные органические вещества.
Сопоставление наблюдательных данных показало, что межзвёздная пыль состоит из двух видов частиц: графитовых (углеродных) и силикатных (т.е. содержащих соединения кремния). Размеры пылинок неодинаковы, причём мелких частиц значительно больше, чем крупных. В целом размер пылинок колеблется от одной миллионной до одной десятитысячной доли сантиметра
На скорость образования и разрушения пылевых частиц во многом влияют температура и плотность того вещества, в котором они находятся. Но межзвёздное пространство крайне неоднородно. Газ и пыль конденсируются в облака, плотность которых может в миллионы раз превышать плотность межоблачного пространства. Давление излучения звёзд и течение газа в Галактике могут переместить пылинку в области, где создаются благоприятные условия для её роста или разрушения.
Химический состав пылинок зависит от того, какого элемента больше содержится в оболочке звезды - кислорода или углерода. Дело в том, что при охлаждении вещества оболочки углерод и кислород образуют очень прочные молекулы окиси углерода (угарный газ). Если после этого остался избыток углерода, в звезде будут формироваться графитовые частицы. В противном случае весь углерод войдёт в состав окиси углерода, а избыточный кислород начнёт соединяться с кремнием, образуя молекулы окиси кремния, из которых затем возникают силикатные пылинки.
Межзвездный газ составляет около 99% массы всей межзвездной среды и около 2% нашей Галактики. Температура газа колеблется в диапазоне от 4 К до 106 К. Излучает межзвездный газ также в широком диапазоне (от длинных радиоволн до жесткого гамма-излучения). Существуют области, где межзвездный газ находится в молекулярном состоянии (молекулярные облака) - это наиболее плотные и холодные части межзвездного газа. Есть области, где межзвездный газ состоит из нейтральных атомов водорода (области H I) и области ионизованного водорода (зоны H II), которыми являются светлые эмиссионные туманности вокруг горячих звезд.
По сравнению с Солнцем, в межзвездном газе заметно меньше тяжелых элементов, особенно алюминия, кальция, титана, железа и никеля. Межзвездный газ есть в галактиках всех типов. Больше всего его в неправильных (иррегулярных), а меньше всего в эллиптических галактиках. В нашей Галактике максимум газа сосредоточено на расстоянии 5 кпк от центра. Наблюдения показывают, что кроме упорядоченного движения вокруг центра Галактики, межзвездные облака имеют также и хаотические скорости. Через 30-100 млн. лет облако сталкивается с другим облаком. Образуются газопылевые комплексы. Вещество в них достаточно плотно для того, чтобы не пропускать на большую глубину основную часть проникающей радиации.
Поэтому внутри комплексов межзвездный газ холоднее, чем в межзвездных облаках. Сложные процессы преобразования молекул вместе с гравитационной неустойчивостью ведут к возникновению самогравитирующих сгустков - протозвезд. Таким образом, молекулярные облака должны быстро (менее чем за 106 лет) превратиться в звезды. Межзвездный газ постоянно обменивается веществом со звездами. Согласно оценкам, в настоящее время в Галактике в звезды переходит газ в количестве примерно 5 масс Солнца в год.
Область М 42 в созвездии Ориона, где в наше время идет активный процесс звездообразования. Туманность светится из-за нагрева газа горячим излучением ярких звезд, находящихся поблизости. Итак, в процессе эволюции галактик происходит круговорот вещества: межзвездный газ - > звезды - > межзвездный газ, приводящий к постепенному увеличению содержания тяжелых элементов в межзвездном газе и звездах и уменьшению количества межзвездного газа в каждой из галактик. Не исключено, что в истории Галактики могли происходить задержки звездообразования на миллиарды лет.
Мелкие твердые частицы, рассеянные в межзвездном пространстве почти равномерно перемешаны с межзвездным газом. Размеры крупных газопылевых комплексов, о которых мы говорили выше, достигают десятков сотен парсек, а их масса составляет примерно 105 масс Солнца. Но существуют и небольшие плотные газопылевые образования - глобулы размером от 0,05 до нескольких пк и массой всего 0,1 - 100 масс Солнца. Межзвездные пылинки не сферичны и размер их примерно 0,1-1 мкм.
Присутствие в межзвездной среде межзвездной пыли влияет на характеристики излучения исследуемых небесных тел. Пылинки ослабляют свет от далеких звезд, изменяют его спектральный состав и поляризацию. Помимо этого пылинки поглощают ультрафиолетовое излучение звезд и перерабатывают его в излучение с меньшей энергией.
§ 1.4 Молекулярные облака как очаги звездообразования
Молекулярное облако, иногда называемое также звёздная колыбель (в случае, если в нём рождаются звёзды), - тип межзвёздного облака, чья плотность и размер позволяют в нём образовываться молекулам, обычно водорода (H2). Схематически структура молекулярного облака представлена на Рисунке 3.
Рис. 3. Структурный разрез молекулярного облака
Обширные области молекулярного газа с массами 104-106 солнечных масс классифицируют как гигантские молекулярные облака (ГМО). Облака могут достигать десятков парсек в диаметре и иметь среднюю плотность 102-103 частиц в кубическом сантиметре (к примеру, средняя плотность вблизи Солнца - одна частица в кубическом сантиметре). Подструктура в пределах этих облаков состоит из сложных переплетений нитей, листов, пузырей, и нерегулярных глыб [11]. Самые плотные части нитей и глыб называют "молекулярными ядрами", а молекулярные ядра с максимальной плотностью (больше 104-106 частиц в кубическом сантиметре), соответственно, "плотными молекулярными ядрами" - кернами. При наблюдениях молекулярные ядра связывают с СО, а плотные ядра - с NH3. Концентрация пыли в пределах молекулярных ядер обычно достаточна, чтобы поглощать свет от дальних звёзд таким образом, чтобы они выглядели как тёмные туманности [12]. Локальные ГМО выстраиваются в кольцо вокруг Солнца, называемого поясом Гулда. [13] Самая массивная группа молекулярных облаков в Галактике - комплекс Стрелец B2, формирует кольцо вокруг галактического центра в радиусе 120 парсек. Самые плотные части маленьких молекулярных облаков эквивалентны молекулярным ядрам, найденным в гигантских молекулярных облаках и часто включаются в те же самые исследования. В 1984 г. IRAS идентифицировал новый тип диффузного молекулярного облака. [14] Они были диффузными волокнистыми облаками, которые видимы при высокой галактической широте (далеко отстоящими от плоскости галактического диска). У этих облаков была типичная плотность 30 см-3 [15]. Таким образом, по известным нам данным, согласно ряду исследований в нашей Галактике имеется около 20 тыс. молекулярных облаков [16-18], в некоторых из которых происходит процесс звездообразования.
Чем больше плотность облака, тем более разнообразные молекулы в нем встречаются, причем каждая из молекул характерна для определенного интервала плотностей. Поэтому наблюдения CO,OH,NH3,HCN позволяют заглянуть практически в любую часть облака с разнообразными физическими условиями. Наблюдая несколько линий одной молекулы можно определить изотопный состав газа, его температуру и плотность.
Внутри HII областей молекул нет, так как они быстро бы распались под воздействием высокой температуры и сильного ультрафиолетового излучения. Около HI областей было найдено три типа молекулярных источников:
а) большие газовые и пылевые оболочки вокруг HII области;
б) малые плотные облака внутри этих оболочек;
с) очень компактные OH и H2O мазерные источники.
Большие оболочки были обнаружены первоначально по наблюдениям CO. Были обнаружены также молекулы OH и H2CO. Какие в темных туманностях, газ в этих облаках есть, вероятно, главным образом молекулярный водород. Из - за большого размера и плотности (n=103 - 104 молекул/см3) этих облаков, их массы очень большие,105 или даже106 солнечных масс (SgrB2). Они принадлежат к наиболее массивным объектам Млечного Пути.
Пыль в молекулярных облаках может наблюдаться по нетепловому излучению. Пик этого излучения приходится на длины волн10-100мкм, соответствующих температуре пыли 30 - 100К.
Гигантские молекулярные облака (ГМО).
ГМО настолько огромны, что локально они могут закрывать значительную часть созвездия, в связи с чем на них ссылаются с упоминанием этого созвездия, например, Облако Ориона или Облако Тельца. Эти локальные ГМО выстраиваются в кольцо вокруг солнца, называемого поясом Гулда. Самая массивная коллекция молекулярных облаков в галактике, комплекс Стрелец B2, формирует кольцо вокруг галактического центра в радиусе 120 парсек. Область созвездия Стрельца богата химическими элементами и часто используется астрономами, ищущими новые молекулы в межзвёздном пространстве, как образец.
Маленькие молекулярные облака (ММО).
Изолированные гравитационно связанные маленькие молекулярные облака с массами меньше чем несколько сотен масс Солнца называют глобулой Бока. Самые плотные части маленьких молекулярных облаков эквивалентны молекулярным ядрам, найденным в гигантских молекулярных облаках и часто включаются в те же самые исследования.
Высокоширотные диффузные молекулярные облака.
В 1984 году IRAS идентифицировал новый тип диффузного молекулярного облака. Они были диффузными волокнистыми облаками, которые видимы при высокой галактической широте (выглядывающий из плоскости галактического диска). У этих облаков была типичная плотность 30 частиц в кубическом сантиметре.
Единственное место, где молекулы могут выжить - это недра плотных газо-пылевых облаков, куда ультрафиолетовое излучение не проникает (рис.4).
Рис.4. Распределение молекулярных облаков вдоль Млечного Пути в созвездиях Лебедь, Лисичка, Стрела, Орел и Щит. Внизу: радиокарта излучения молекулы CO. Вверху: фотография Млечного Пути с нанесенным на неё контуром областей радиоизлучения. Заметно хорошее совпадение областей концентрации молекул (в радио) и пыли (в оптике).
Обычно чем больше плотность облака, тем более разнообразные молекулы в нем встречаются. Радионаблюдения в линиях молекул СО, ОН, NH3, HCN позволяют заглянуть практически в любую часть облака с разнообразными физическими условиями. Наблюдения нескольких линий одной молекулы дают возможность определить изотопный состав газа, его плотность и температуру.
До 1975 г. радиоастрономы достаточно подробно изучили лишь облака нейтрального атомарного водорода (HI), обычно имеющие массы от 1 до 103 M. Полная масса атомарного водорода в Галактике составляет 3 109 M, причем большая часть облаков HI находится на периферии диска, за пределом орбиты Солнца.
После 1975 г., когда были закончены первые, еще неполные обзоры галактического диска в линии молекулы СО, стало ясно, что масса межзвездной среды раза в два больше, чем считалось раньше. Большинство астрономов считает сейчас, что масса молекулярного водорода в Галактике около 3 109 M, и почти весь он находится внутри орбиты Солнца. А если учитывать не только водород в различных формах, но также гелий и другие элементы, то полная масса межзвездной среды оценивается в 8 109 M. Это составляет около 5 % от массы Галактики в пределах радиуса 16 - 18 кпк, т.е. в пределах видимого тела Галактики.
Как показывают наблюдения, молекулярные облака могут иметь самую разную массу: от единиц до миллионов масс Солнца. Они получили название "гигантские молекулярные облака" (ГМО). Обычно нижней границей их массы считают значение 105 M, но некоторые специалисты предпочитают значение 5 104 M. Выбор между этими значениями не столь уж важен, если вспомнить о невысокой точности измерения массы самих облаков.
90% молекулярного газа заключено в облаках с М і 105 M, т.е. в ГМО. Их в Галактике около 6000. А 30% молекулярного газа содержится в облаках с М і 106 M; их всего около 1000. Таким образом, именно гигантские молекулярные облака служат главным резервуаром холодного плотного газа - предшественника новорожденных звезд.
Накопленные к середине 80-х годов результаты наблюдения ГМО показали, что существует два типа (или, как говорят, две подсистемы) ГМО - теплая и холодная. Как явствует из названия, они различаются температурой газа. В качестве пограничного значения принято считать кинетическую температуру газа Tкин = 10 К. У холодных облаков Tкин = 5 - 10 К, а у теплых Tкин = 11 - 30 К. Холодные облака имеют относительно меньшую массу и заполняют весь диск Галактики - как рукава, так и межрукавное пространство. Поэтому подсистему холодных облаков называют населением диска. Процесс звездообразования в недрах этих облаков если и протекает, то очень вяло.
Таблица 4. Параметры гигантских молекулярных облаков.
|
Параметр |
Среднее значение |
Диапазон значений |
|
|
Масса, M |
5 105 |
5 104 - 5 106 |
|
|
Радиус, пк |
20 |
10 - 50 |
|
|
Средняя плотность, Н2/см3 |
300 |
100 - 103 |
|
|
Температура, К |
10 |
5 - 30 |
|
|
Гравитационная энергия связи GM2/R, эрг |
1051 |
1050 - 1052 |
|
|
Энергия диссоциации молекулярного водорода, эрг |
2 1052 |
3 1051 - 1053 |
|
|
Скорость ухода с поверхности, км/с |
15 |
10 - 20 |
|
|
Скорость турбулентного движения газа внутри облака, км/с |
9 |
2 - 17 |
|
|
Характерное время жизни, лет |
108 |
107 - 109 |
|
|
Индукция магнитного поля, Гс |
5 10-5 |
(2 - 10) 10-5 |
Заметим, что делить ГМО на два разных населения нельзя столь однозначно, как мы это делаем со звездами. Звезде гало уже никогда не стать звездой диска, а звезда диска никогда не станет малометалличной звездой гало. Облака же, пересекая в своем галактическом вращении спиральные рукава, могут из холодного состояния переходить в теплое, а возможно, и вновь становиться холодными. Вообще процесс формирования ГМО и инициирования в них звездообразования изучен пока слабо. Разговор об этом нам еще предстоит в следующих главах. Ясно лишь, что на эволюцию ГМО огромное влияние оказывают окружающие условия: столкновения с другими облаками, наличие вблизи горячих звезд или вспышки сверхновой, пересечение галактической ударной волны на краю спирального рукава. Поэтому облако испытывает постоянные превращения, и его вещество непрерывно обменивается между различными составляющими межзвездной среды и звездным населением Галактики.
Таблица 5. Физические параметры основных структурных элементов гигантских молекулярных облаков.
|
Физический параметр |
Малые уплотнения |
Мелкомасштабные конденсации |
Крупномасштабные конденсации |
Основное тело |
Оболочка HI |
|
|
Масса, M |
1 |
102 - 103 |
104 |
105 - 106 |
105 |
|
|
Радиус, пк |
0,1 |
1 |
1 - 10 |
10 - 100 |
50 |
|
|
Температура, К |
20 |
20 |
20 |
10 |
50 |
|
|
Плотность, Н2/см3 |
104 - 105 |
104 |
5 103 |
300 |
100 (Н) |
|
|
Гравитационная энергия связи, эрг |
1042 |
1045 - 1047 |
1048 - 1049 |
1050 - 1051 |
1049 |
|
|
Энергия диссоциации молекул, эрг |
1047 |
1049 - 1050 |
1051 |
1052 - 1053 |
- |
|
|
Время свободного сжатия, лет |
(1-4) 105 |
4 105 |
5 105 |
2 106 |
5 106 |
§ 1.5 Характеристики галактических и внегалактических газопылевых облаков
Термин "туманности" в настоящее время если и употребляется астрономами, то в очень узком смысле. Так иногда называют темные или светлые газопылевые облака в галактиках. Имеется еще несколько устоявшихся астронимов, сохранившихся до наших дней, например, туманность Андромеды, туманность Ориона, планетарные туманности. В англоязычной литературе термин "nebula" - "туманность" тоже не используется, его заменило более современное слово - deep-sky, которым называют все объекты далекого космоса. Однако, не более ста лет назад, когда истинная природа туманностей была еще неизвестна, значение этого термина было весьма широким. Так назывались все небесные объекты, имеющие нечеткие очертания. К ним, как мы теперь знаем, относились галактики, звездные скопления, газопылевые облака, планетарные туманности и даже некоторые астеризмы, небольшие компактные группы звезд. "
Туманности - это небесные объекты, которые в отличие от звезд выглядят как пятна. Наиболее яркие из них видны невооруженным глазом (туманность Андромеда и туманность Ориона). Большинство туманностей были открыты самим Мессье. В каталоге были собраны все виды и классы туманностей, но классифицированы они не были.
Все туманности делятся на галактические и внегалактические. Детальная классификация внегалактических туманностей (галактик) была предложена Б.А. Воронцовым-Вильяминовым. Далее будут классифицированы галактические туманности.
Галактические туманности представляют собой облака межзвездной пыли и газов, освещенные яркими соседними звездами. Все эти туманности находятся в нашей Галактике.
Галактические гуманности делятся на газовые и пылевые. Газовые туманности - это облака межзвездного газа, светящегося отраженным светом или в результате возбуждения горячими звездами.
Пылевые (темные) туманности - это облака межзвездной пыли, или выглядящие темными пятнами на фоне более удаленных светлых туманностей, или закрывающие свет далеких звезд. Пример, соответствующий первому случаю - туманность Конская Голова, в созвездии Ориона. Пример, соответствующий второму случаю - туманность Угольный Мешок, скрывающая центр нашей Галактики.
Из класса пылевых туманностей выделяются глобулы - очень компактные и очень плотные пылевые туманности, из которых формируются звезды.
Газовые туманности делятся на диффузные, планетарные, водородные и газопылевые.
Диффузные туманности - это облака разреженного газа очень большого размера, в которые погружены освещающие их звезды, возможно общего с ними происхождения. Эти туманности получили свое название из-за сходства со светящимися пятнами, растекающимися (диффундирующими) по окружающему черному фону. Классический пример диффузной туманности - туманность Ориона.
Планетарные туманности возникают в результате взрыва Сверхновой (взрывающаяся в конце своего жизненного пути звезда) и представляют собой сброшенную взрывом оболочку звезды. Эта оболочка светится под воздействием излучения слабой, но очень горячей центральной звезды. Выглядят эти туманности подобно планетным дискам видным в телескоп, отчего и получили свое название. Но некоторые планетарные туманности имеют неправильную форму. Например - Крабовидная туманность, образовавшаяся в результате взрыва Сверхновой 1054 года, занесенная, кстати, в каталог мессе под номером 1.
Водородные туманности состоят из чистого водорода. Водород излучает невидимые лучи, и поэтому, не/смотря на огромные размеры, эти туманности были открыты только в 1945 Г.А. Шайном. Газопылевые туманности сходны с водородными, но включают в свой состав пыль, и тоже были открыты Г.А. Шайном.
Типы туманностей:
Первичный признак, используемый при классификации туманностей - поглощение или излучение (рассеивание) ими света, то есть по этому критерию туманности делятся на тёмные и светлые. Первые наблюдаются благодаря поглощению излучения расположенных за ними источников, вторые - благодаря собственному излучению или отражению (рассеиванию) света расположенных рядом звёзд. Природа излучения светлых туманностей, источники энергии, возбуждающие их излучение, зависят от их происхождения и могут иметь разнообразную природу; нередко в одной туманности действуют несколько механизмов излучения.
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 излучения тёмными туманностями расположенных за ними источников и при отражении или рассеивании, или переизлучении пылью, содержащейся в туманности 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.
Тёмные туманности
Тёмные туманности представляют собой плотные (обычно молекулярные) облака межзвёздного газа и межзвёздной пыли, непрозрачные из-за межзвёздного поглощения света пылью. Обычно они видны на фоне светлых туманностей. Реже тёмные туманности видны прямо на фоне Млечного Пути. Таковы туманность Угольный Мешок и множество более мелких, называемых гигантскими глобулами.
Межзвёздное поглощение света Av в тёмных туманностях колеблется в широких пределах, от 1-10m до 10-100m в наиболее плотных. Строение туманностей с большими Av поддаётся изучению только методами радиоастрономии и субмиллиметровой астрономии, в основном по наблюдениям молекулярных радиолиний и по инфракрасному излучению пыли. Часто внутри тёмных туманностей обнаруживаются отдельные уплотнения с Av до 10 000m в которых, по-видимому, формируются звёзды.
В тех частях туманностей, которые полупрозрачны в оптическом диапазоне, хорошо заметна волокнистая структура. Волокна и общая вытянутость туманностей связаны с наличием в них магнитных полей, затрудняющих движение вещества поперёк силовых линий и приводящих к развитию ряда видов магнитогидродинамических неустойчивостей. Пылевой компонент вещества туманностей связан с магнитными полями из-за того, что пылинки электрически заряжены.
Свечение объектов, расположенных за пределами нашей Галактики, называют внегалактическим свечением. Эти объекты видны в телескопы как маленькие, слабо светящиеся туманные пятнышки. В отличие от туманностей нашей Галактики эти туманности представляют собой не просто газопылевые облака, а огромные звездные системы, подобные нашей Галактике. Их называют также Островными Вселенными или галактиками (с маленькой буквы).
Наиболее близко к нашей Галактике расположены Большое и Малое Магеллановы Облака (на небосводе южного полушария) и туманность в созвездии Андромеды - они видны невооруженным глазом. Это самый далекий объект Вселенной, который можно увидеть простым глазом. Расстояние до туманности Андромеды 106 световых лет. Другие туманности видны только в телескопы. Галактики занимают огромные пространства и находятся от нашей Галактики и друг от друга на расстояниях от 105 до 109 световых лет, вплоть до наблюдаемых в настоящее время границ Вселенной.
Наблюдать внегалактическое свечение с Земли трудно, так как мешает яркий „передний" фон, создаваемый ночным свечением атмосферы, зодиакальным и звездным светом, межзвездной пылью нашей Галактики. Несколько более перспективными являются измерения с космических кораблей и спутников, но и в этом случае передний фон не убирается полностью.
Яркость внегалактического свечения по очень приближенным оценкам составляет около 0,1 яркости света, рассеянного в нашей Галактике. Внегалактическими туманностями раньше называли светлые туманные пятна, расположенные вне полосы Млечного Пути (т.е. вне галактического пояса). Когда выяснилось, что в абсолютном большинстве это далекие звездные системы, подобные нашей Галактике, некоторое время их продолжали называть "внегалактическими туманностями", вкладывая в это понятие новый смысл - далекие гигантские звездные системы. Сейчас термин "внегалактические туманности" уже не употребляется.
Внегалактические туманности имеют различную форму. Некоторые - неправильной или эллиптической формы. Наиболее многочисленны спиральные туманности. Спиральные, наподобие нашей, галактики состоят из множества звезд, огромных газовых облаков и обширных областей, заполненных пылью.
Глава II. Анализ наблюдательных данных по молекулярным и газопылевым облакам
§ 2.1 Отбор данных наблюдений. Работа с базами астрономических данных
Настоящее исследование основано на данных современной наблюдательной астрофизики. Как известно, уже в настоящее время в связи со стремительным технологическим прогрессом, охватившим и исследование космоса, накоплены и продолжают во всё возрастающем объёме поступать новые высокоточные данные наблюдений. Всё более актуальным становится их своевременная обработка и полная интерпретация.
Всемирная информационно-коммуникационная сеть для астрономов зарождалась в первую очередь именно как распределенное хранилище данных. Сейчас главные виды астрономических ресурсов в Сети [2]:
1. Собственно астрономические БД
2. Библиография (научные статьи, абстракты, мануалы и т.п.)
3. Программное обеспечение
Рис. 5 Последние БД по МО и родственным объектам в VizieR.
В процессе работы нами были собраны данные по отдельным и группам облаков МЗС, размещённых в открытых и специальных сетевых ресурсах и порталах.
Simbad - http://simbad. u-strasbg. fr/Simbad - объектно-поисковая система, выдает характеристику и список статей, относящихся к объекту/данным координатам. Другая возможность доступа к БД CDS реализуется с помощью специального сервера http://cdsweb. u-strasbg. fr/Cats.html. Вводя информацию в окна этой страницы, можно найти нужный каталог и провести с ним необходимую работу. Следует отметить, что в Центре хранятся большие таблицы данных, опубликованные в ведущих астрономических журналах мира.
Наиболее часто используемые в научной практике сайта библиографии:
а) Система астрофизических данных (ADS):
http://adswww.harvard.edu/поддерживаемая NASA - самая крупная.
Её ядром является Служба рефератов, содержащих библиографические характеристики и краткое содержание статей по астрономии, астрофизике, физике, геофизике и оптическому приборостроению. Общее число рефератов постоянно пополняется. Служба позволяет проводить поиск по фамилиям авторов, названиям статей, наименованиям объектов или ключевым словам. Возможен поиск статей, в которых цитируются работы какого-либо конкретного автора.
...Подобные документы
Галактика - большая система из звезд, межзвездного газа, пыли, темной материи и энергии. Классификация галактик Э. Хаббла. Эллиптические, линзообразные, спиральные, пересеченные спиральные галактики. Неправильные галактики - галактики неправильного вида.
презентация [1,0 M], добавлен 13.12.2010Формирование галактик. Неустойчивость, сжатие. Наблюдая эволюцию галактик. Типы галактик. Перерождение галактик. Фрагментация протогалактической туманности. Изображение эллиптической галактики. Большое и Малое Магеллановы Облака.
курсовая работа [303,1 K], добавлен 24.04.2006Теория дискообразности галактик И. Канта, ее развитие. Гипотеза квазаров - ядерообразующих галактик. Современные представления о галактиках. Состав галактики. Возможности превращения вещества безграничны. Расширение Метагалактики.
реферат [84,8 K], добавлен 06.10.2006Основные сведения о галактиках. Состав диска Галактики и ее сферической подсистемы. Анализ процессов гравитационной неустойчивости в однородной покоящейся среде. Понятие "дешенсовой массы" и "дешенсова размера". Свойства галактик, излучение квазаров.
реферат [30,0 K], добавлен 23.07.2009Звездное 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 [883,6 K], добавлен 28.09.2011Скорость вращения галактики как скорость вращения различных компонентов галактики вокруг её центра. Особенности движения газа и звёзд. Распределение звезд, анализ их поля скоростей как информация о движении в галактике, оценка вероятности столкновения.
статья [34,3 K], добавлен 01.10.2010Обертання зірок Галактики. Ефект гравітаційного лінзування. Встановлення розмірів Галактики. Характерна особливість зірочок гало. Спіральні гілки (рукави) як одне з найбільш помітних утворень в дисках галактик. Спіральні рукави Чумацького Шляху.
реферат [16,6 K], добавлен 23.11.2010Галактики как гигантские звездные острова, находящиеся за пределами нашей звездной системы (нашей Галактики). Различие меду галактиками разных типов. Морфологическая классификация и структура, оценка расстояний, кинематика, ядра и системы галактик.
реферат [4,3 M], добавлен 08.02.2006Описание 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 [215,3 K], добавлен 06.01.2012Понятие, классификация и спиральные рукава галактик. Характеристика и описание квазаров. Строение, внешний вид и звездный состав Нашей Галактики. Сущность эффекта красного смещения в спектрах галактик. Понятие, свойства, структура и возраст Метагалактики.
реферат [3,9 M], добавлен 26.01.2010Положение Солнца в Галактике Млечный путь. Типология галактик по внешнему виду (эллиптические, спиральные, неправильные), предложенная Хабблом. Скопления и сверхскопления Галактик. Другие Галактики - островные вселенные (в созвездии Андромеды, Вероники).
реферат [2,8 M], добавлен 03.10.2016Галактики – гигантские звездные скопления, находящиеся за пределами Солнечной системы; история открытия, виды, размеры, состав, условия формирования, эволюция. Общие свойства галактик, морфологическая классификация и структура, кинематика и системы.
презентация [2,8 M], добавлен 06.03.2013Галактика состоит из двух основных подсистем диска и гало, вложенных одна в другую и гравитационно-связанных друг с другом. Вращение звезд Галактики не подчиняется и закону Ньютона. Размеры Галактики. Гало. Ядро. Диск. Спиральные ветви или рукава.
реферат [21,4 K], добавлен 14.01.2008Изучение кинематики газа в карликовых галактиках. Данные по нейтральному водороду для галактик UGCA92 и DDO53, их описание одиночным профилем Фойгта. Измерение дисперсий скоростей. Построение диаграммы с использованием пиковой яркости и суммарного потока.
контрольная работа [2,1 M], добавлен 14.10.2012Образование Вселенной. Строение Галактики. Виды Галактик. Земля - планета Солнечной системы. Строение Земли. Расширение Метагалактики. Космическая распространенность химических элементов. Зволюция Вселенной. Формирование звезд и галактик.
реферат [26,4 K], добавлен 02.12.2006Концепция происхождения Солнечной системы из газопылевого облака межзвездной среды. Гипотезы происхождения Земли. Планеты, спутники планет, астероиды, кометы, метеоритные тела в составе солнечной системе. Классификация планет по физическим признакам.
контрольная работа [14,5 K], добавлен 06.09.2009Происхождение названий "Млечный путь" и "Галактика". Структура, размеры и масса Галактики, ее ядро и спиральные рукава, гало, сферическая корона. Млечный Путь как небесное явление, неярко светящаяся диффузная белесая полоса. Эволюция и будущее Галактики.
статья [10,6 K], добавлен 04.02.2010Галактика "Млечный Путь" — гигантская звёздная система, в которой находится Солнечная система, все видимые и невидимые невооружённым глазом звёзды. Строение галактики, ее электромагнитное излучение и скопления звезд. Туманности, круговорот газа и пыли.
презентация [1,3 M], добавлен 18.04.2011Формирование галактик. Неустойчивость, сжатие. Наблюдая эволюцию галактик. Типы галактик. Перерождение галактик. Наша Галактика - это еще не вся Вселенная. Физика и логика эфирной Вселенной. Проблемы современной астрофизики.
курсовая работа [40,1 K], добавлен 24.10.2002Изменчивость Вселенной, проблема определения ее размера и возраста. Измерения расстояний до звезд, самые яркие и самые близкие к нам звезды и галактики. Изучение двойных и переменных звезд, квазаров, пульсаров и "черных дыр". Поиск внеземных цивилизаций.
курсовая работа [38,1 K], добавлен 24.04.2011
