การนำเสนอดาราศาสตร์กลางระหว่างดวงดาว สื่อระหว่างดวงดาว: ก๊าซและฝุ่น

การส่งผลงานที่ดีของคุณไปยังฐานความรู้เป็นเรื่องง่าย ใช้แบบฟอร์มด้านล่าง

นักศึกษา นักศึกษาระดับบัณฑิตศึกษา นักวิทยาศาสตร์รุ่นเยาว์ ที่ใช้ฐานความรู้ในการศึกษาและการทำงาน จะรู้สึกขอบคุณเป็นอย่างยิ่ง

โพสต์เมื่อ http://www.allbest.ru/

สถาบันการศึกษางบประมาณเทศบาลหมายเลข 11 ของเมืองเชเลียบินสค์

เชิงนามธรรม

nและหัวข้อ:

“คอมเพล็กซ์ก๊าซและฝุ่น- สื่อระหว่างดวงดาว»

สมบูรณ์:

นักเรียนชั้นประถมศึกษาปีที่ 11

Kiseleva Polina Olegovna

ตรวจสอบแล้ว:

ลีคาโซวา อาเลฟตินา ปาฟโลฟนา

เชเลียบินสค์ 2015

เกี่ยวกับเฉพาะเรื่อง

การแนะนำ

1. ประวัติความเป็นมาของการวิจัย ISM

2. องค์ประกอบหลักของ MLS

2.1 ก๊าซระหว่างดวงดาว

2.2 ฝุ่นระหว่างดวงดาว

2.3 เมฆระหว่างดวงดาว

2.4 รังสีคอสมิก

2.5 สนามแม่เหล็กระหว่างดวงดาว

3. ลักษณะทางกายภาพของ ISM

4. เนบิวลา

4.1 เนบิวลากระจาย (เบา)

4.2 เนบิวลามืด

5. การแผ่รังสี

6. วิวัฒนาการของสื่อระหว่างดวงดาว

บทสรุป

รายชื่อแหล่งที่มา

การแนะนำ

แก่นของจักรวาลคือพื้นที่ที่เกือบจะว่างเปล่า เมื่อไม่นานมานี้ มีความเป็นไปได้ที่จะพิสูจน์ว่าดาวฤกษ์ไม่มีอยู่ในความว่างเปล่าสัมบูรณ์และอวกาศรอบนอกไม่โปร่งใสโดยสมบูรณ์ ดวงดาวครอบครองเพียงส่วนเล็กๆ ของจักรวาลอันกว้างใหญ่ สสารและทุ่งนาที่เติมเต็มช่องว่างระหว่างดวงดาวภายในกาแลคซีเรียกว่าสื่อระหว่างดวงดาว (ISM) ธรรมชาติของสื่อระหว่างดวงดาวดึงดูดความสนใจของนักดาราศาสตร์และนักวิทยาศาสตร์มานานหลายศตวรรษ คำว่า "สื่อระหว่างดวงดาว" ถูกใช้ครั้งแรกโดย F. Bacon ในปี 1626

1. ประวัติความเป็นมาของการวิจัยเอ็มแซด

ย้อนกลับไปในช่วงกลางศตวรรษที่ 19 นักดาราศาสตร์ชาวรัสเซีย วี. สทรูฟฉันพยายามใช้วิธีการทางวิทยาศาสตร์เพื่อค้นหาหลักฐานที่หักล้างไม่ได้ว่าอวกาศไม่ว่างเปล่า และแสงของดวงดาวที่อยู่ไกลออกไปถูกดูดซับไว้ แต่ก็ไม่มีประโยชน์ ก๊าซเมฆกลางระหว่างดวงดาว

ต่อมานักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวเยอรมัน เอฟ. ฮาร์ทมันน์ได้ทำการศึกษาสเปกตรัมของเดลต้าโอริโอนิส และศึกษาการเคลื่อนที่ของวงโคจรของระบบดาวบริวารร่วมของระบบเดลต้าโอริโอนิสและแสงที่มาจากดาวฤกษ์ เมื่อตระหนักว่าแสงบางส่วนถูกดูดกลืนระหว่างทางมายังโลก ฮาร์ทมันน์จึงเขียนว่า "เส้นดูดกลืนแคลเซียมอ่อนมาก" และ "ค่อนข้างแปลกใจที่เส้นแคลเซียมที่ 393.4 นาโนเมตรไม่เคลื่อนที่เป็นเส้นคาบที่ต่างกันออกไป ” สเปกตรัมซึ่งมีอยู่ในดาวฤกษ์คู่สเปกโทรสโกปี ลักษณะการหยุดนิ่งของเส้นเหล่านี้ทำให้ฮาร์ทมันน์แนะนำว่าก๊าซที่รับผิดชอบในการดูดซับไม่มีอยู่ในบรรยากาศของสามเหลี่ยมปากแม่น้ำโอริโอนิส แต่ในทางกลับกัน ก๊าซนั้นตั้งอยู่นอกดาวฤกษ์และอยู่ระหว่างดาวฤกษ์กับผู้สังเกตการณ์ การศึกษาครั้งนี้ถือเป็นจุดเริ่มต้นของการศึกษาสื่อระหว่างดวงดาว

การศึกษาสสารระหว่างดวงดาวอย่างเข้มข้นทำให้สิ่งนี้เกิดขึ้นได้ ดับเบิลยู. พิคเคอริงในปี พ.ศ. 2455 ระบุว่า “ตัวกลางดูดกลืนแสงระหว่างดวงดาวซึ่งได้แสดงไว้ แคปเตนดูดซับได้ในช่วงความยาวคลื่นบางช่วงเท่านั้น อาจบ่งบอกถึงการมีอยู่ของก๊าซและโมเลกุลก๊าซที่ปล่อยออกมาจากดวงอาทิตย์และดวงดาว”

ในปีเดียวกัน พ.ศ. 2455 ใน.เฮสส์ค้นพบรังสีคอสมิกซึ่งเป็นอนุภาคที่มีประจุไฟฟ้าที่กระหน่ำโจมตีโลกจากอวกาศ สิ่งนี้ทำให้นักวิจัยบางคนสามารถประกาศว่าพวกเขาเติมเต็มสื่อระหว่างดาวด้วย

หลังจากการวิจัยของฮาร์ทมันน์ในปี พ.ศ. 2462 เอเกอร์ขณะศึกษาเส้นดูดกลืนแสงที่คลื่น 589.0 และ 589.6 นาโนเมตรในระบบ Delta Orionis และ Beta Scorpii เขาได้ค้นพบโซเดียมในตัวกลางระหว่างดวงดาว

การมีอยู่ของตัวกลางทำให้บริสุทธิ์ที่ดูดกลืนได้แสดงให้เห็นอย่างน่าเชื่อในช่วงครึ่งแรกของศตวรรษที่ 20 เมื่อไม่ถึงร้อยปีที่แล้ว โดยการเปรียบเทียบคุณสมบัติที่สังเกตได้ของกระจุกดาวที่อยู่ไกลออกไปในระยะห่างต่างๆ จากเรา สิ่งนี้ทำโดยอิสระโดยนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน โรเบิร์ต ทรัมป์เลอร์(พ.ศ. 2439-2499) และนักดาราศาสตร์โซเวียต ปริญญาตรีโวรอนต์ซอฟ-เวเลียมินอฟ(พ.ศ. 2447-2537) แม่นยำยิ่งขึ้น นี่คือวิธีที่ค้นพบส่วนประกอบหนึ่งของสื่อระหว่างดาว - ฝุ่นละเอียด เนื่องจากสื่อระหว่างดวงดาวไม่โปร่งใสอย่างสมบูรณ์ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในทิศทางที่ใกล้กับทิศทางของทางช้างเผือก การมีอยู่ของฝุ่นหมายความว่าทั้งความสว่างที่ปรากฏและสีที่สังเกตได้ของดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลออกไปนั้นบิดเบี้ยว และการที่จะรู้คุณค่าที่แท้จริงของพวกมันนั้นจำเป็นต้องมีการพิจารณาการสูญพันธุ์ที่ค่อนข้างซับซ้อน นักดาราศาสตร์จึงมองว่าฝุ่นเป็นสิ่งที่น่ารำคาญซึ่งรบกวนการศึกษาวัตถุที่อยู่ห่างไกล แต่ในเวลาเดียวกัน ความสนใจก็เกิดขึ้นในการศึกษาฝุ่นในฐานะตัวกลางทางกายภาพ นักวิทยาศาสตร์เริ่มค้นหาว่าฝุ่นเกิดขึ้นและถูกทำลายได้อย่างไร ฝุ่นมีปฏิกิริยาอย่างไรต่อการแผ่รังสี และฝุ่นมีบทบาทอย่างไรในการก่อตัวของดาวฤกษ์

ด้วยพัฒนาการของดาราศาสตร์วิทยุในช่วงครึ่งหลังของศตวรรษที่ 20 มีความเป็นไปได้ที่จะศึกษาสื่อระหว่างดวงดาวโดยใช้การแผ่รังสีวิทยุของมัน จากการค้นหาแบบกำหนดเป้าหมาย รังสีจากอะตอมไฮโดรเจนที่เป็นกลางในอวกาศระหว่างดวงดาวถูกค้นพบที่ความถี่ 1,420 MHz (ตรงกับความยาวคลื่น 21 ซม.) การแผ่รังสีที่ความถี่นี้ (หรืออย่างที่พวกเขาพูดในลิงก์วิทยุ) ถูกทำนายโดยนักดาราศาสตร์ชาวดัตช์ เฮนดริก ฟาน เดอ ฮุลสต์ในปี พ.ศ. 2487 บนพื้นฐานของกลศาสตร์ควอนตัม และมันถูกค้นพบในปี พ.ศ. 2494 หลังจากคำนวณความเข้มที่คาดหวังโดยนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวโซเวียต ไอ.เอส.ชโคลฟสกี้- Shklovsky ยังชี้ให้เห็นถึงความเป็นไปได้ในการสังเกตการแผ่รังสีของโมเลกุลต่าง ๆ ในช่วงคลื่นวิทยุซึ่งถูกค้นพบในภายหลังจริงๆ มวลของก๊าซระหว่างดวงดาวซึ่งประกอบด้วยอะตอมที่เป็นกลางและก๊าซโมเลกุลที่เย็นมาก กลายเป็นมวลมากกว่ามวลฝุ่นที่ทำให้บริสุทธิ์ประมาณร้อยเท่า แต่ก๊าซมีความโปร่งใสต่อแสงที่มองเห็นได้ ดังนั้นจึงไม่สามารถตรวจจับได้ด้วยวิธีเดียวกับที่ค้นพบฝุ่น

ด้วยการถือกำเนิดของกล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์ที่ติดตั้งบนหอดูดาวอวกาศ ส่วนประกอบที่ร้อนแรงที่สุดของสสารระหว่างดวงดาวอีกชิ้นหนึ่งก็ถูกค้นพบ ซึ่งเป็นก๊าซที่ทำให้บริสุทธิ์มากซึ่งมีอุณหภูมิล้านถึงสิบล้านองศา เป็นไปไม่ได้ที่จะ "มองเห็น" ก๊าซนี้ไม่ว่าจะจากการสังเกตด้วยแสงหรือจากการสังเกตในการเชื่อมโยงทางวิทยุ - ตัวกลางนั้นทำให้บริสุทธิ์เกินไปและแตกตัวเป็นไอออนอย่างสมบูรณ์ แต่อย่างไรก็ตาม มันเติมเศษส่วนที่มีนัยสำคัญของปริมาตรของกาแล็กซีทั้งหมดของเรา

การพัฒนาอย่างรวดเร็วของฟิสิกส์ดาราศาสตร์ซึ่งศึกษาปฏิสัมพันธ์ของสสารและการแผ่รังสีในอวกาศ ตลอดจนการเกิดขึ้นของความสามารถในการสังเกตแบบใหม่ ทำให้สามารถศึกษารายละเอียดกระบวนการทางกายภาพในตัวกลางระหว่างดวงดาวได้ ทิศทางทางวิทยาศาสตร์ทั้งหมดเกิดขึ้น - พลศาสตร์ของก๊าซอวกาศและ ไฟฟ้าพลศาสตร์อวกาศศึกษาคุณสมบัติของสื่ออวกาศที่ทำให้บริสุทธิ์ นักดาราศาสตร์ได้เรียนรู้ที่จะกำหนดระยะห่างจากเมฆก๊าซ วัดอุณหภูมิ ความหนาแน่นและความดันของก๊าซ องค์ประกอบทางเคมีของก๊าซ และประมาณความเร็วการเคลื่อนที่ของสสาร ในช่วงครึ่งหลังของศตวรรษที่ 20 ภาพที่ซับซ้อนของการกระจายตัวของตัวกลางระหว่างดวงดาวและปฏิสัมพันธ์กับดวงดาวต่างๆ เกิดขึ้น ปรากฎว่าความเป็นไปได้ในการเกิดดาวฤกษ์ขึ้นอยู่กับความหนาแน่นและปริมาณของก๊าซและฝุ่นระหว่างดาวและดาวฤกษ์ (โดยส่วนใหญ่เป็นดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุด) ในทางกลับกันคุณสมบัติของตัวกลางระหว่างดวงดาวที่อยู่รอบข้างก็เปลี่ยน - พวกมันให้ความร้อน รองรับการเคลื่อนที่ของก๊าซอย่างต่อเนื่อง และเติมสารตัวกลางด้วยสสาร เปลี่ยนองค์ประกอบทางเคมี

2. องค์ประกอบหลักของ MZS

สื่อระหว่างดวงดาวประกอบด้วยก๊าซระหว่างดวงดาว ฝุ่น (1% ของมวลก๊าซ) สนามแม่เหล็กระหว่างดวงดาว เมฆระหว่างดาว รังสีคอสมิก และสสารมืด องค์ประกอบทางเคมีของตัวกลางระหว่างดาวเป็นผลจากการสังเคราะห์นิวเคลียสปฐมภูมิและปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันในดาวฤกษ์

2 .1 ก๊าซระหว่างดวงดาว

ก๊าซระหว่างดวงดาวเป็นตัวกลางก๊าซที่ทำให้บริสุทธิ์ซึ่งเติมเต็มช่องว่างระหว่างดาวฤกษ์ ก๊าซระหว่างดวงดาวมีความโปร่งใส มวลรวมของก๊าซระหว่างดวงดาวในกาแล็กซีมีมากกว่า 1 หมื่นล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์ หรือหลายเปอร์เซ็นต์ของมวลรวมของดาวฤกษ์ทั้งหมดในกาแล็กซีของเรา ความเข้มข้นเฉลี่ยของอะตอมก๊าซระหว่างดวงดาวน้อยกว่า 1 อะตอมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร ความหนาแน่นของก๊าซโดยเฉลี่ยอยู่ที่ประมาณ 10–21 กิโลกรัม/ลบ.ม. องค์ประกอบทางเคมีใกล้เคียงกับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ ประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียมโดยมีธาตุหนักผสมอยู่เล็กน้อย ก๊าซระหว่างดวงดาวอยู่ในสถานะโมเลกุล อะตอม หรือแตกตัวเป็นไอออน ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิและความหนาแน่น รังสีอัลตราไวโอเลตต่างจากรังสีแสงที่มองเห็น จะถูกดูดซับโดยก๊าซและให้พลังงานแก่มัน ด้วยเหตุนี้ ดาวร้อนจึงให้ความร้อนแก่ก๊าซที่อยู่รอบๆ ด้วยรังสีอัลตราไวโอเลตจนถึงอุณหภูมิประมาณ 10,000 เคลวิน ก๊าซที่ให้ความร้อนเริ่มเปล่งแสงออกมาเอง และเราสังเกตเห็นว่ามันเป็นเนบิวลาก๊าซเบา ก๊าซเย็นที่ “มองไม่เห็น” ถูกสังเกตโดยใช้วิธีดาราศาสตร์วิทยุ อะตอมไฮโดรเจนในตัวกลางทำให้บริสุทธิ์ปล่อยคลื่นวิทยุที่ความยาวคลื่นประมาณ 21 ซม. ดังนั้นกระแสคลื่นวิทยุจึงแพร่กระจายอย่างต่อเนื่องจากบริเวณก๊าซในดวงดาว เมื่อรับและวิเคราะห์รังสีนี้ นักวิทยาศาสตร์จะเรียนรู้เกี่ยวกับความหนาแน่น อุณหภูมิ และการเคลื่อนที่ของก๊าซระหว่างดาวในอวกาศ

2 .2 ฝุ่นระหว่างดวงดาว

ฝุ่นระหว่างดวงดาวเป็นอนุภาคแข็งขนาดจุลภาคที่เติมเต็มช่องว่างระหว่างดาวฤกษ์พร้อมกับก๊าซระหว่างดวงดาว ปัจจุบันเชื่อกันว่าเม็ดฝุ่นมีแกนทนไฟล้อมรอบด้วยอินทรียวัตถุหรือเปลือกน้ำแข็ง องค์ประกอบทางเคมีของแกนกลางถูกกำหนดโดยชั้นบรรยากาศที่ดาวฤกษ์ที่พวกมันควบแน่นเข้าไป ตัวอย่างเช่น ในกรณีของดาวคาร์บอน จะประกอบด้วยกราไฟต์และซิลิคอนคาร์ไบด์

ขนาดโดยทั่วไปของอนุภาคฝุ่นระหว่างดวงดาวอยู่ระหว่าง 0.01 ถึง 0.2 ไมครอน มวลฝุ่นรวมประมาณ 1% ของมวลก๊าซทั้งหมด แสงดาวให้ความร้อนฝุ่นระหว่างดาวถึงหลายสิบ K ทำให้ฝุ่นระหว่างดวงดาวเป็นแหล่งรังสีอินฟราเรดคลื่นยาว

ฝุ่นยังส่งผลต่อกระบวนการทางเคมีที่เกิดขึ้นในตัวกลางระหว่างดาวด้วย เม็ดฝุ่นประกอบด้วยองค์ประกอบหนักที่ใช้เป็นตัวเร่งปฏิกิริยาในกระบวนการทางเคมีต่างๆ เม็ดฝุ่นยังมีส่วนร่วมในการก่อตัวของโมเลกุลไฮโดรเจน ซึ่งเพิ่มอัตราการก่อตัวดาวฤกษ์ในเมฆที่ไม่มีโลหะ

2 .3 เมฆระหว่างดวงดาว

เมฆระหว่างดวงดาวเป็นชื่อทั่วไปของการสะสมของก๊าซ พลาสมา และฝุ่นในกาแลคซีของเราและกาแลคซีอื่นๆ กล่าวอีกนัยหนึ่ง เมฆระหว่างดวงดาวมีความหนาแน่นสูงกว่าความหนาแน่นเฉลี่ยของตัวกลางระหว่างดวงดาว ขึ้นอยู่กับความหนาแน่น ขนาด และอุณหภูมิของเมฆที่กำหนด ไฮโดรเจนในนั้นอาจเป็นเป็นกลาง แตกตัวเป็นไอออน (นั่นคือ ในรูปของพลาสมา) หรือโมเลกุล เมฆที่เป็นกลางและแตกตัวเป็นไอออนบางครั้งเรียกว่าเมฆกระจาย ในขณะที่เมฆโมเลกุลเรียกว่าเมฆหนาแน่น

การวิเคราะห์องค์ประกอบของเมฆระหว่างดวงดาวดำเนินการโดยการศึกษารังสีแม่เหล็กไฟฟ้าของพวกมันโดยใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดใหญ่ การตรวจสอบสเปกตรัมการปล่อยก๊าซของเมฆระหว่างดวงดาวและเปรียบเทียบกับสเปกตรัมขององค์ประกอบทางเคมีที่เฉพาะเจาะจง ทำให้สามารถระบุองค์ประกอบทางเคมีของเมฆได้

โดยทั่วไปแล้ว ประมาณ 70% ของมวลของเมฆระหว่างดวงดาวคือไฮโดรเจน ส่วนที่เหลือส่วนใหญ่เป็นฮีเลียม เมฆยังมีร่องรอยของธาตุหนัก: โลหะ เช่น แคลเซียม เป็นกลางหรืออยู่ในรูปของแคตไอออน Ca+ (90%) และ Ca++ (9%) และสารประกอบอนินทรีย์ เช่น น้ำ คาร์บอนมอนอกไซด์ ไฮโดรเจนซัลไฟด์ แอมโมเนีย และไฮโดรเจนไซยาไนด์ .

2 .4 รังสีคอสมิก

รังสีคอสมิกเป็นอนุภาคมูลฐานและนิวเคลียสของอะตอมที่เคลื่อนที่ด้วยพลังงานสูงในอวกาศ แหล่งกำเนิดหลัก (แต่ไม่ใช่แหล่งเดียว) คือการระเบิดซูเปอร์โนวา

รังสีนอกกาแลคซีและรังสีกาแล็กซีมักเรียกว่ารังสีปฐมภูมิ กระแสทุติยภูมิของอนุภาคที่ผ่านและการเปลี่ยนแปลงในชั้นบรรยากาศของโลกมักเรียกว่ากระแสทุติยภูมิ

รังสีคอสมิกเป็นส่วนประกอบของรังสีธรรมชาติ (รังสีพื้นหลัง) บนพื้นผิวโลกและในชั้นบรรยากาศ

สเปกตรัมเคมีของรังสีคอสมิกในแง่ของพลังงานต่อนิวคลีออน ประกอบด้วยโปรตอนมากกว่า 94% และนิวเคลียสฮีเลียมอีก 4% (อนุภาคอัลฟา) นอกจากนี้ยังมีนิวเคลียสขององค์ประกอบอื่น ๆ แต่ส่วนแบ่งของพวกมันน้อยกว่ามาก

เมื่อพิจารณาจากจำนวนอนุภาค รังสีคอสมิกประกอบด้วยโปรตอน 90 เปอร์เซ็นต์ นิวเคลียสฮีเลียม 7 เปอร์เซ็นต์ ธาตุหนักกว่าประมาณ 1 เปอร์เซ็นต์ และอิเล็กตรอนประมาณ 1 เปอร์เซ็นต์

2 .5 สนามแม่เหล็กระหว่างดวงดาว

อนุภาคเคลื่อนที่ในสนามแม่เหล็กอ่อนของอวกาศระหว่างดวงดาว ซึ่งมีการเหนี่ยวนำน้อยกว่าสนามแม่เหล็กโลกประมาณหนึ่งแสนเท่า สนามแม่เหล็กระหว่างดาวซึ่งกระทำต่ออนุภาคที่มีประจุด้วยแรงขึ้นอยู่กับพลังงานของพวกมัน ทำให้ "สับสน" วิถีการเคลื่อนที่ของอนุภาค และพวกมันก็เปลี่ยนทิศทางการเคลื่อนที่ของพวกมันในกาแล็กซีอย่างต่อเนื่อง อนุภาคที่มีประจุที่บินอยู่ในสนามแม่เหล็กระหว่างดวงดาวจะเบี่ยงเบนไปจากวิถีโคจรตรงภายใต้อิทธิพลของแรงลอเรนซ์ วิถีโคจรของพวกมันดูเหมือนจะ "เป็นแผล" บนเส้นเหนี่ยวนำแม่เหล็ก

3. คุณสมบัติทางกายภาพของ MZS

· ขาดสมดุลทางอุณหพลศาสตร์ในท้องถิ่น(ลิตร)- กับสถานะของระบบที่ปริมาณมหภาคของระบบนี้ (อุณหภูมิ ความดัน ปริมาตร เอนโทรปี) ยังคงไม่เปลี่ยนแปลงเมื่อเวลาผ่านไปภายใต้เงื่อนไขการแยกตัวจากสิ่งแวดล้อม

· ความไม่เสถียรทางความร้อน

สภาวะสมดุลทางความร้อนอาจไม่เป็นที่พอใจเลย มีสนามแม่เหล็กที่ป้องกันการบีบอัดเว้นแต่จะเกิดขึ้นตามเส้นสนาม ประการที่สอง ตัวกลางระหว่างดวงดาวมีการเคลื่อนที่อย่างต่อเนื่องและคุณสมบัติของท้องถิ่นนั้นเปลี่ยนแปลงอยู่ตลอดเวลา มีแหล่งพลังงานใหม่ปรากฏขึ้นและพลังงานเก่าหายไป ประการที่สาม นอกเหนือจากความไม่เสถียรทางอุณหพลศาสตร์แล้ว ยังมีความไม่เสถียรด้านแรงโน้มถ่วงและแมกนีโตไฮโดรไดนามิกอีกด้วย และสิ่งนี้ไม่ได้คำนึงถึงความหายนะใด ๆ ในรูปแบบของการระเบิดของซูเปอร์โนวา อิทธิพลของกระแสน้ำที่ผ่านกาแลคซีใกล้เคียง หรือการที่ก๊าซผ่านกิ่งก้านกังหันของกาแล็กซี

· เส้นต้องห้ามและเส้น 21 ซม

ลักษณะเด่นของตัวกลางที่บางเฉียบคือการแผ่รังสีเข้าไป เส้นต้องห้าม- เส้นต้องห้ามคือเส้นที่ถูกห้ามตามกฎการคัดเลือก กล่าวคือ เส้นเหล่านั้นมาจากระดับที่แพร่กระจายได้ (สมดุลกึ่งเสถียร) อายุขัยของอิเล็กตรอนในระดับนี้คือตั้งแต่ s ถึงหลายวัน ที่อนุภาคที่มีความเข้มข้นสูง การชนกันของอนุภาคจะขจัดสิ่งกระตุ้น และเส้นจะไม่ถูกสังเกตเนื่องจากจุดอ่อนอย่างมาก ที่ความหนาแน่นต่ำ ความเข้มของเส้นไม่ได้ขึ้นอยู่กับความน่าจะเป็นของการเปลี่ยนแปลง เนื่องจากความน่าจะเป็นต่ำได้รับการชดเชยด้วยอะตอมจำนวนมากในสถานะที่แพร่กระจายได้ หากไม่มี LTE ควรคำนวณจำนวนประชากรของระดับพลังงานจากความสมดุลของกระบวนการเบื้องต้นของการกระตุ้นและการปิดใช้งาน

บรรทัดต้องห้ามที่สำคัญที่สุดของ MZS คือ ลิงค์วิทยุอะตอมไฮโดรเจน 21ซม- เส้นนี้ปรากฏขึ้นระหว่างการเปลี่ยนแปลงระหว่างระดับย่อยของโครงสร้างไฮเปอร์ไฟน์ของระดับไฮโดรเจน ซึ่งสัมพันธ์กับการมีอยู่ของสปินในอิเล็กตรอนและโปรตอน ความน่าจะเป็นของการเปลี่ยนแปลงนี้ (นั่นคือ 1 ครั้งใน 11 ล้านปี)

การศึกษาเส้นคลื่นวิทยุขนาด 21 ซม. ทำให้สามารถพิสูจน์ได้ว่าไฮโดรเจนที่เป็นกลางในดาราจักรส่วนใหญ่บรรจุอยู่ในชั้นหนา 400 ชิ้นที่บางมากใกล้กับระนาบของดาราจักร

· สนามแม่เหล็กเยือกแข็ง

การแข็งตัวของสนามแม่เหล็กหมายถึงการอนุรักษ์ฟลักซ์แม่เหล็กผ่านวงจรนำไฟฟ้าแบบปิดใดๆ ในระหว่างการเปลี่ยนรูป ภายใต้สภาวะของห้องปฏิบัติการ ฟลักซ์แม่เหล็กสามารถถูกอนุรักษ์ไว้ได้ในสภาพแวดล้อมที่มีค่าการนำไฟฟ้าสูง ในขีดจำกัดของการนำไฟฟ้าไม่จำกัด สนามไฟฟ้าที่มีขนาดเล็กไม่จำกัดจะทำให้กระแสเพิ่มขึ้นเป็นค่าอนันต์ ดังนั้นตัวนำในอุดมคติไม่ควรข้ามเส้นสนามแม่เหล็กและทำให้สนามไฟฟ้าตื่นเต้น แต่ในทางกลับกัน ควรจะพาไปตามเส้นสนามแม่เหล็ก ดังนั้น สนามแม่เหล็กจึงดูเหมือนจะแข็งตัวอยู่ในตัวนำ

พลาสมาในอวกาศจริงยังห่างไกลจากอุดมคติและการแช่แข็งอินควรเข้าใจในแง่ที่ว่าต้องใช้เวลานานมากในการเปลี่ยนแปลงการไหลผ่านวงจร ในทางปฏิบัติ หมายความว่าเราสามารถพิจารณาค่าคงที่ของสนามในขณะที่คลาวด์ถูกบีบอัด หมุน ฯลฯ

4. เนบิวลา

เนบิวลา-- ส่วนของสื่อระหว่างดวงดาวที่โดดเด่นจากการแผ่รังสีหรือการดูดกลืนรังสีของมันตัดกับพื้นหลังโดยทั่วไปของท้องฟ้า เนบิวลาประกอบด้วยฝุ่น ก๊าซ และพลาสมา

ลักษณะหลักที่ใช้ในการจำแนกประเภทของเนบิวลาคือการดูดกลืน หรือการแผ่รังสีหรือการกระเจิงของแสง กล่าวคือ ตามเกณฑ์นี้ เนบิวลาจะถูกแบ่งออกเป็นความมืดและความสว่าง

การแบ่งเนบิวลาออกเป็นก๊าซและฝุ่นเป็นส่วนใหญ่โดยพลการ เนบิวลาทั้งหมดมีทั้งฝุ่นและก๊าซ การแบ่งส่วนนี้ถูกกำหนดในอดีตโดยวิธีการสังเกตและกลไกการแผ่รังสีต่างๆ ในอดีต การมีอยู่ของฝุ่นจะสังเกตเห็นได้ชัดเจนที่สุดเมื่อเนบิวลามืดดูดซับรังสีจากแหล่งกำเนิดที่อยู่ด้านหลัง และเมื่อรังสีจากดาวฤกษ์ใกล้เคียงหรือในเนบิวลานั้นสะท้อน กระจัดกระจาย หรืออีกครั้ง - ปล่อยออกมาจากฝุ่นที่มีอยู่ในเนบิวลา การแผ่รังสีภายในของส่วนประกอบก๊าซของเนบิวลาจะสังเกตได้เมื่อเกิดการแตกตัวเป็นไอออนด้วยรังสีอัลตราไวโอเลตจากดาวร้อนที่อยู่ในเนบิวลา (บริเวณการแผ่รังสีของไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออน H II รอบกลุ่มดาวฤกษ์หรือเนบิวลาดาวเคราะห์) หรือเมื่อตัวกลางระหว่างดาวได้รับความร้อนจาก คลื่นกระแทกที่เกิดจากการระเบิดซูเปอร์โนวาหรืออิทธิพลของลมดาวฤกษ์อันทรงพลังของดาวประเภทหมาป่า - เรย์

4 .1 กระจาย(แสงสว่าง)เนบิวลา

เนบิวลากระจาย (แสง) เป็นคำทั่วไปในทางดาราศาสตร์ที่ใช้เรียกเนบิวลาที่เปล่งแสง เนบิวลากระจายสามประเภท ได้แก่ เนบิวลาสะท้อน เนบิวลาเปล่งแสง (ซึ่งมีบริเวณก่อกำเนิดดาวเคราะห์ ดาวเคราะห์ และบริเวณ H II เป็นชนิดต่างๆ) และเศษซากซูเปอร์โนวา

· เนบิวลาสะท้อนแสง

เนบิวลาสะท้อนแสงคือเมฆก๊าซและฝุ่นที่ส่องสว่างโดยดวงดาว หากดาวฤกษ์อยู่ในหรือใกล้เมฆระหว่างดวงดาว แต่ไม่ร้อนพอที่จะทำให้ไฮโดรเจนระหว่างดาวแตกตัวเป็นไอออนจำนวนมากรอบๆ ตัวมันเอง แหล่งกำเนิดรังสีแสงหลักจากเนบิวลาก็คือแสงดาวที่กระจัดกระจายโดยฝุ่นระหว่างดาว

สเปกตรัมของเนบิวลาสะท้อนแสงจะเหมือนกับสเปกตรัมของดาวฤกษ์ที่ส่องสว่าง อนุภาคขนาดเล็กมากที่ทำให้เกิดการกระเจิงแสง ได้แก่ อนุภาคคาร์บอน (บางครั้งเรียกว่าฝุ่นเพชร) เช่นเดียวกับอนุภาคเหล็กและนิกเกิล สองอันสุดท้ายมีปฏิสัมพันธ์กับสนามแม่เหล็กกาแลคซี ดังนั้นแสงที่สะท้อนจึงมีขั้วเล็กน้อย

เนบิวลาสะท้อนแสงมักจะมีโทนสีน้ำเงินเนื่องจากแสงสีน้ำเงินกระเจิงได้มีประสิทธิภาพมากกว่าแสงสีแดง (ซึ่งส่วนหนึ่งอธิบายสีฟ้าของท้องฟ้าได้)

ปัจจุบันมีการรู้จักเนบิวลาสะท้อนแสงประมาณ 500 เนบิวลา โดยเนบิวลาที่มีชื่อเสียงที่สุดอยู่รอบดาวลูกไก่ (กระจุกดาว) ดาวแอนตาเรสดาวฤกษ์สีแดงยักษ์ (ระดับสเปกตรัม M1) ล้อมรอบด้วยเนบิวลาสะท้อนแสงสีแดงขนาดใหญ่ เนบิวลาสะท้อนแสงก็พบเห็นได้ทั่วไปในบริเวณกำเนิดดาวเช่นกัน

ในปี 1922 ฮับเบิลได้เผยแพร่ผลการศึกษาเนบิวลาสว่างบางดวง ในงานนี้ ฮับเบิลได้กฎความส่องสว่างสำหรับเนบิวลาสะท้อนแสง ซึ่งกำหนดความสัมพันธ์ระหว่างขนาดเชิงมุมของเนบิวลา ( ร) และขนาดที่ปรากฏของดาวฤกษ์ที่ส่องสว่าง ( ม):

โดยที่ค่าคงที่ขึ้นอยู่กับความไวของการวัด

· การแผ่รังสีเนบิวลา

เนบิวลาเปล่งแสงคือกลุ่มเมฆของก๊าซไอออไนซ์ (พลาสมา) ที่เปล่งออกมาในช่วงสีที่มองเห็นได้ของสเปกตรัม ไอออนไนซ์เกิดขึ้นเนื่องจากโฟตอนพลังงานสูงที่ปล่อยออกมาจากดาวร้อนที่อยู่ใกล้เคียง เนบิวลาเปล่งแสงมีหลายประเภท หนึ่งในนั้นคือบริเวณ H II ซึ่งมีดาวฤกษ์ดวงใหม่เกิดขึ้น และแหล่งที่มาของโฟตอนที่แตกตัวเป็นไอออนคือดาวอายุน้อยมวลมาก เช่นเดียวกับ เนบิวลาดาวเคราะห์ซึ่งดาวที่กำลังจะตายได้เหวี่ยงชั้นบนของมันออกไป และแกนร้อนที่ถูกเปิดออกก็ทำให้พวกมันแตกตัวเป็นไอออน

ดาวเคราะห์มหมอกมืดมเนส-- วัตถุทางดาราศาสตร์ที่ประกอบด้วยเปลือกก๊าซไอออไนซ์และดาวฤกษ์ที่อยู่ตรงกลางซึ่งเป็นดาวแคระขาว เนบิวลาดาวเคราะห์เกิดขึ้นเมื่อชั้นนอก (เปลือก) ของดาวยักษ์แดงและยักษ์ซุปเปอร์ยักษ์ที่มีมวล 2.5-8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ถูกกำจัดออกไปในขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการ เนบิวลาดาวเคราะห์เป็นปรากฏการณ์ที่เคลื่อนที่เร็ว (ตามมาตรฐานทางดาราศาสตร์) ซึ่งกินเวลาเพียงไม่กี่หมื่นปี โดยอายุขัยของดาวฤกษ์บรรพบุรุษนั้นหลายพันล้านปี ปัจจุบันมีเนบิวลาดาวเคราะห์ประมาณ 1,500 ดวงเป็นที่รู้จักในกาแลคซีของเรา

กระบวนการก่อตัวของเนบิวลาดาวเคราะห์พร้อมกับการระเบิดของซูเปอร์โนวามีบทบาทสำคัญในวิวัฒนาการทางเคมีของกาแลคซีโดยพุ่งเข้าสู่วัสดุอวกาศระหว่างดวงดาวที่อุดมด้วยธาตุหนัก - ผลิตภัณฑ์ของการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์ (ในทางดาราศาสตร์องค์ประกอบทั้งหมดถือว่าหนักโดย ยกเว้นผลิตภัณฑ์จากการสังเคราะห์นิวเคลียสเบื้องต้นของบิ๊กแบง - ไฮโดรเจนและฮีเลียม เช่น คาร์บอน ไนโตรเจน ออกซิเจน และแคลเซียม)

ในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา ด้วยความช่วยเหลือจากภาพถ่ายที่ได้รับจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล เราจึงสามารถค้นพบว่าเนบิวลาดาวเคราะห์จำนวนมากมีโครงสร้างที่ซับซ้อนและมีเอกลักษณ์เฉพาะตัวมาก แม้ว่าประมาณหนึ่งในห้าของพวกมันจะเป็นทรงกลม แต่ส่วนใหญ่ไม่มีความสมมาตรของทรงกลมเลย กลไกที่ทำให้สามารถสร้างรูปแบบที่หลากหลายดังกล่าวยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างสมบูรณ์จนถึงปัจจุบัน เชื่อกันว่าอันตรกิริยาของลมดาวฤกษ์และดาวคู่ สนามแม่เหล็ก และตัวกลางระหว่างดวงดาวอาจมีบทบาทอย่างมากในเรื่องนี้

เนบิวลาดาวเคราะห์ส่วนใหญ่เป็นวัตถุจางๆ และมักไม่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า เนบิวลาดาวเคราะห์ดวงแรกที่ค้นพบคือ เนบิวลาดัมเบลในกลุ่มดาวชานเทอเรล

ธรรมชาติที่ผิดปกติของเนบิวลาดาวเคราะห์ถูกค้นพบในกลางศตวรรษที่ 19 โดยเริ่มใช้สเปกโทรสโกปีในการสังเกตการณ์ วิลเลียม ฮักกินส์กลายเป็นนักดาราศาสตร์คนแรกที่ได้รับสเปกตรัมของเนบิวลาดาวเคราะห์ซึ่งเป็นวัตถุที่โดดเด่นในเรื่องความผิดปกติ เมื่อฮักกินส์ศึกษาสเปกตรัมของเนบิวลา เอ็น.จี.ซี.6543 (ตาแมว), M27 (ดัมเบล), ม57 (เนบิวลาวงแหวนไลรา)และดาวอื่นๆ อีกจำนวนหนึ่ง ปรากฏว่าสเปกตรัมของพวกมันแตกต่างอย่างมากจากสเปกตรัมของดาวฤกษ์ สเปกตรัมของดาวฤกษ์ทั้งหมดที่ได้รับในขณะนั้นคือสเปกตรัมดูดกลืนแสง (สเปกตรัมต่อเนื่องที่มีเส้นมืดจำนวนมาก) ในขณะที่สเปกตรัมของ เนบิวลาดาวเคราะห์กลายเป็นสเปกตรัมการแผ่รังสีที่มีเส้นเปล่งแสงจำนวนเล็กน้อย ซึ่งบ่งชี้ว่าธรรมชาติของพวกมันแตกต่างไปจากธรรมชาติของดวงดาวโดยพื้นฐาน

เนบิวลาดาวเคราะห์เป็นขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการสำหรับดาวฤกษ์หลายดวง เนบิวลาดาวเคราะห์ทั่วไปมีขอบเขตเฉลี่ยหนึ่งปีแสงและประกอบด้วยก๊าซที่ทำให้บริสุทธิ์สูงโดยมีความหนาแน่นประมาณ 1,000 อนุภาคต่อลูกบาศก์เซนติเมตร ซึ่งถือว่าน้อยมากเมื่อเปรียบเทียบกับความหนาแน่นของชั้นบรรยากาศโลก แต่ประมาณ 10-100 มากกว่าความหนาแน่นของอวกาศระหว่างดาวเคราะห์หลายเท่า ณ ระยะห่างระหว่างวงโคจรของโลกจากดวงอาทิตย์ เนบิวลาดาวเคราะห์อายุน้อยมีความหนาแน่นสูงสุด บางครั้งอาจมีอนุภาคถึง 10 6 อนุภาคต่อลูกบาศก์เซนติเมตร เมื่อเนบิวลามีอายุมากขึ้น การขยายตัวจะทำให้ความหนาแน่นลดลง เนบิวลาดาวเคราะห์ส่วนใหญ่มีลักษณะสมมาตรและเกือบจะเป็นทรงกลม ซึ่งไม่ได้ขัดขวางไม่ให้เนบิวลามีรูปร่างที่ซับซ้อนมากนัก เนบิวลาดาวเคราะห์ประมาณ 10% มีลักษณะเป็นเนบิวลาแบบสองขั้ว และมีเพียงไม่กี่ชนิดเท่านั้นที่ไม่สมมาตร แม้แต่เนบิวลาดาวเคราะห์รูปสี่เหลี่ยมก็ยังเป็นที่รู้จัก

เนบิวลาก่อกำเนิดดาวเคราะห์เป็นวัตถุทางดาราศาสตร์ที่มีอยู่ช่วงสั้นๆ ระหว่างเวลาที่ดาวฤกษ์มวลกลาง (1-8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) ออกจากกิ่งยักษ์เส้นกำกับ (AGB) และระยะเนบิวลาดาวเคราะห์ (PN) ในระยะต่อมา เนบิวลาก่อกำเนิดดาวเคราะห์ส่องแสงในช่วงอินฟราเรดเป็นหลักและเป็นเนบิวลาชนิดย่อยของเนบิวลาสะท้อนแสง

ภูมิภาคชมครั้งที่สอง- นี่คือเมฆก๊าซร้อนและพลาสมาซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางหลายร้อยปีแสงซึ่งเป็นพื้นที่ของการก่อตัวดาวฤกษ์ที่ยังคุกรุ่นอยู่ ในภูมิภาคนี้ ดาวฤกษ์อายุน้อยร้อนสีขาวอมฟ้าถือกำเนิดขึ้น ซึ่งเปล่งแสงอัลตราไวโอเลตออกมาอย่างมากมาย จึงทำให้เกิดไอออนในเนบิวลาโดยรอบ

ภูมิภาค H II สามารถให้กำเนิดดาวฤกษ์ได้หลายพันดวงในเวลาเพียงไม่กี่ล้านปี ในที่สุด การระเบิดของซุปเปอร์โนวาและลมดาวฤกษ์อันทรงพลังจากดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดในกระจุกดาวที่เกิดขึ้นจะกระจายก๊าซในบริเวณนั้น และมันจะกลายเป็นกลุ่มคล้ายดาวลูกไก่

ภูมิภาคเหล่านี้ได้ชื่อมาจากไฮโดรเจนอะตอมมิกที่แตกตัวเป็นไอออนจำนวนมาก ซึ่งนักดาราศาสตร์กำหนดให้เป็น H II (ภูมิภาค HI เป็นเขตของไฮโดรเจนที่เป็นกลาง และ H 2 หมายถึงไฮโดรเจนโมเลกุล) สามารถมองเห็นได้ในระยะไกลทั่วจักรวาล และการศึกษาบริเวณดังกล่าวในกาแลคซีอื่นเป็นสิ่งสำคัญในการกำหนดระยะห่างถึงกาแล็กซีหลัง ตลอดจนองค์ประกอบทางเคมีของกาแล็กซีเหล่านั้น

ตัวอย่างได้แก่ คารีนาเนบิวลา, ทารันทูล่าเนบิวลา,เอ็น.จี.ซี. 604 , สี่เหลี่ยมคางหมูของกลุ่มดาวนายพราน, บาร์นาร์ดส์ลูป.

· ซากซูเปอร์โนวา

ซากซูเปอร์โนวา(ภาษาอังกฤษ) ส ด้านบนเอ็น ไข่ ร ทิ้งไว้, ส.ร ) คือการก่อตัวของก๊าซและฝุ่น ซึ่งเป็นผลมาจากการระเบิดครั้งใหญ่ของดาวฤกษ์ที่เกิดขึ้นเมื่อหลายสิบหรือหลายร้อยปีก่อน และการเปลี่ยนสภาพเป็นซูเปอร์โนวา ในระหว่างการระเบิด เปลือกซูเปอร์โนวาจะกระจัดกระจายไปทุกทิศทาง ก่อให้เกิดคลื่นกระแทกที่ขยายตัวด้วยความเร็วมหาศาลซึ่งก่อตัวขึ้น ซากซูเปอร์โนวา- เศษที่เหลือประกอบด้วยสสารดาวฤกษ์ที่ถูกปล่อยออกมาจากการระเบิด และสสารระหว่างดาวที่ถูกคลื่นกระแทกดูดกลืน

น่าจะเป็นซากซูเปอร์โนวาอายุน้อยที่สวยงามและศึกษาดีที่สุด ส.น 1987 กในเมฆแมเจลแลนใหญ่ซึ่งระเบิดในปี พ.ศ. 2530 ซากซูเปอร์โนวาอื่นๆ ที่รู้จักกันดี ได้แก่ เนบิวลาปูเศษที่เหลือจากการระเบิดที่ค่อนข้างเร็ว (1,054) เศษซากซูเปอร์โนวา เงียบ (ส.น 1572) ตั้งชื่อตามไทโค บราเฮ ผู้ซึ่งสังเกตและบันทึกความสว่างเริ่มต้นของมันทันทีหลังจากเกิดแสงแฟลร์ในปี ค.ศ. 1572 รวมถึงส่วนที่เหลือ ซูเปอร์โนวาเคปเลอร์ (ส.น 1604) ซึ่งตั้งชื่อตามโยฮันเนส เคปเลอร์

4 .2 เนบิวลามืด

เนบิวลามืดเป็นเมฆระหว่างดวงดาวประเภทหนึ่งที่มีความหนาแน่นสูงจนดูดซับแสงที่มองเห็นได้ซึ่งมาจากเนบิวลาที่เปล่งออกมาหรือสะท้อนแสง (เช่น ,เนบิวลาหัวม้า) หรือดาว (เช่น เนบิวลาโคลแซ็ก) ตั้งอยู่ด้านหลังเธอ

แสงถูกดูดซับโดยอนุภาคฝุ่นระหว่างดวงดาวที่อยู่ในส่วนที่เย็นที่สุดและหนาแน่นที่สุดของเมฆโมเลกุล กระจุกและกลุ่มเชิงซ้อนขนาดใหญ่ของเนบิวลามืดสัมพันธ์กับเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ (GMC) เนบิวลามืดที่อยู่โดดเดี่ยวมักเป็นทรงกลมบก

เมฆดังกล่าวมีรูปร่างที่ไม่สม่ำเสมอมาก โดยไม่ได้กำหนดขอบเขตไว้อย่างชัดเจน บางครั้งก็มีรูปทรงคดเคี้ยวและคดเคี้ยว เนบิวลามืดที่ใหญ่ที่สุดสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า ดูเหมือนชิ้นส่วนสีดำตัดกับทางช้างเผือกที่สว่างสดใส

กระบวนการที่เคลื่อนไหวมักเกิดขึ้นภายในเนบิวลามืด เช่น การกำเนิดดาวหรือการแผ่รังสีเมเซอร์

5. รังสี

ลมดาว-- กระบวนการไหลออกของสสารจากดวงดาวสู่อวกาศระหว่างดวงดาว

สสารที่เกิดจากดาวฤกษ์สามารถเอาชนะแรงโน้มถ่วงของพวกมันและถูกดีดออกสู่อวกาศระหว่างดวงดาวได้ภายใต้เงื่อนไขบางประการ สิ่งนี้เกิดขึ้นเมื่ออนุภาคในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์เร่งความเร็วจนเกินความเร็วหลบหนีที่สองของดาวดวงหนึ่ง ในความเป็นจริง ความเร็วของอนุภาคที่ประกอบเป็นลมดาวฤกษ์อยู่ที่หลายร้อยกิโลเมตรต่อวินาที

ลมดาวฤกษ์อาจมีทั้งอนุภาคที่มีประจุและอนุภาคที่เป็นกลาง

ลมดาวฤกษ์เป็นกระบวนการที่เกิดขึ้นอย่างต่อเนื่องซึ่งทำให้มวลดาวฤกษ์ลดลง ในเชิงปริมาณ กระบวนการนี้สามารถกำหนดลักษณะเป็นปริมาณ (มวล) ของสสารที่ดาวสูญเสียไปต่อหน่วยเวลา

ลมดาวฤกษ์สามารถมีบทบาทสำคัญในการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ เนื่องจากกระบวนการนี้ส่งผลให้มวลของดาวฤกษ์ลดลง อายุขัยของดาวฤกษ์จึงขึ้นอยู่กับความเข้มของมัน

ลมดาวฤกษ์เป็นวิธีการขนส่งสสารในระยะทางไกลในอวกาศ นอกจากข้อเท็จจริงที่ว่ามันประกอบด้วยสสารที่ไหลมาจากดาวฤกษ์แล้ว มันยังมีอิทธิพลต่อสสารระหว่างดวงดาวที่อยู่รอบๆ โดยถ่ายโอนพลังงานจลน์ไปส่วนหนึ่ง ดังนั้นเนบิวลาเปล่งแสง NGC 7635 จึงก่อตัวเป็นรูปร่าง "ฟอง" จากการชนดังกล่าว

ในกรณีที่สสารไหลออกจากดาวฤกษ์ใกล้เคียงหลายดวง เสริมด้วยอิทธิพลของการแผ่รังสีจากดาวฤกษ์เหล่านี้ อาจเกิดการควบแน่นของสสารระหว่างดวงดาวตามมาด้วยการก่อตัวดาวฤกษ์

เมื่อมีลมดาวฤกษ์พัดแรง ปริมาณของสสารที่พุ่งออกมาอาจเพียงพอที่จะก่อตัวเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ได้

6. วิวัฒนาการของสื่อระหว่างดวงดาว

วิวัฒนาการของสสารระหว่างดวงดาวหรือก๊าซระหว่างดาวที่แม่นยำกว่านั้น มีความสัมพันธ์อย่างใกล้ชิดกับวิวัฒนาการทางเคมีของดาราจักรทั้งหมด ดูเหมือนว่าทุกอย่างจะง่ายดาย: ดาวดูดซับก๊าซแล้วโยนมันกลับ เสริมคุณค่าด้วยผลิตภัณฑ์การเผาไหม้นิวเคลียร์ - ธาตุหนัก - ดังนั้นความเป็นโลหะจึงควรค่อยๆ เพิ่มขึ้น

ทฤษฎีบิ๊กแบงทำนายว่าในระหว่างการสังเคราะห์นิวเคลียสในยุคแรกเริ่ม ไฮโดรเจน ฮีเลียม ดิวเทอเรียม ลิเธียม และนิวเคลียสเบาอื่นๆ ถูกสร้างขึ้น ซึ่งแยกออกจากกันที่เส้นทางฮายาชิหรือระยะก่อกำเนิดดาว กล่าวอีกนัยหนึ่ง เราควรสังเกตดาวแคระ G ที่มีอายุยืนยาวโดยไม่มีความเป็นโลหะ แต่ไม่พบสิ่งใดเลยในกาแล็กซี ยิ่งกว่านั้น ส่วนมากมีความเป็นโลหะเกือบเท่าแสงอาทิตย์ จากหลักฐานทางอ้อม สามารถตัดสินได้ว่ามีสิ่งที่คล้ายกันนี้เกิดขึ้นในกาแลคซีอื่น ขณะนี้ปัญหายังคงเปิดอยู่และรอการแก้ไข

ไม่มีฝุ่นอยู่ในกาซระหว่างดวงดาวในยุคดึกดำบรรพ์ ดังที่เชื่อกันในปัจจุบัน ฝุ่นละอองก่อตัวบนพื้นผิวของดาวฤกษ์เก่าๆ ที่เย็นและทิ้งไว้พร้อมกับสสารที่ไหลออก

บทสรุป

การศึกษาระบบที่ซับซ้อนเช่น "ดาว - สื่อระหว่างดวงดาว" กลายเป็นงานทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์ที่ยากมากโดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อพิจารณาว่ามวลรวมของสื่อระหว่างดวงดาวในกาแล็กซีและองค์ประกอบทางเคมีของมันจะเปลี่ยนแปลงอย่างช้าๆภายใต้อิทธิพลของปัจจัยต่างๆ ดังนั้นเราจึงสามารถพูดได้ว่าประวัติศาสตร์ทั้งหมดของระบบดาวฤกษ์ของเราซึ่งยาวนานนับพันล้านปีนั้นสะท้อนให้เห็นในตัวกลางระหว่างดวงดาว

รายชื่อแหล่งที่มา

1) วัสดุที่นำมาจากเว็บไซต์ www.wikipedia.org

2) วัสดุที่นำมาจากเว็บไซต์ www.krugosvet.ru

3) วัสดุที่นำมาจากเว็บไซต์ www.bse.sci-lib.com

4) วัสดุที่นำมาจากเว็บไซต์ www.dic.academic.ru

โพสต์บน Allbest.ru

เอกสารที่คล้ายกัน

เนบิวลาเป็นส่วนหนึ่งของตัวกลางระหว่างดวงดาว โดดเด่นด้วยการแผ่รังสีหรือการดูดกลืนรังสีที่ตัดกับพื้นหลังโดยทั่วไปของท้องฟ้า ชนิดและรูปแบบของมัน ได้แก่ การแผ่รังสี เศษซากของซูเปอร์โนวา ประวัติความเป็นมาของการกำเนิดและการพัฒนาของเนบิวลาบางชนิด: นกอินทรี, นาฬิกาทราย

การนำเสนอเพิ่มเมื่อ 10/11/2555


ฝุ่น ก๊าซ และพลาสมาเป็นองค์ประกอบหลักของเนบิวลา การจำแนกประเภทของเนบิวลา ลักษณะของเนบิวลาประเภทหลัก ลักษณะโครงสร้างของการแพร่กระจาย การสะท้อน การแผ่รังสี เนบิวลามืด และเนบิวลาดาวเคราะห์ การก่อตัวของซากซุปเปอร์โนวา

การนำเสนอเพิ่มเมื่อ 12/20/2015


คำอธิบายปรากฏการณ์เนบิวลาและกิจกรรมสุริยะ ศึกษาดาราจักร แสงอาทิตย์ และรังสีคอสมิก วิธีการลงทะเบียน คุณสมบัติของสนามแม่เหล็กระหว่างดวงดาว คุณสมบัติของการกระจายตัวของกาแล็กซีเชิงพื้นที่ แนวคิดเกี่ยวกับการขยายตัวของจักรวาล

สรุปเพิ่มเมื่อ 01/06/2012


แกนดาวฤกษ์คือบริเวณใจกลางที่อัดแน่นของดาราจักร องค์ประกอบพื้นฐานของโครงสร้างของกาแล็กซี กระจุกดาวเปิดและทรงกลม ลักษณะของก๊าซระหว่างดวงดาว แนวคิดทั่วไปเกี่ยวกับเนบิวลาก๊าซเบา ดาวเคราะห์เนบิวลามืด

การนำเสนอเพิ่มเมื่อ 09.28.2011


Cosmogony เป็นวิทยาศาสตร์ที่ศึกษาต้นกำเนิดและพัฒนาการของเทห์ฟากฟ้า แก่นแท้ของสมมติฐานของยีนส์ เนบิวลา การกำเนิดของดวงอาทิตย์ ขั้นตอนหลักของกระบวนการเปลี่ยนอนุภาคเนบิวลาเป็นดาวเคราะห์: การรวมตัวของอนุภาค อุ่นเครื่อง; กิจกรรมภูเขาไฟ

บทคัดย่อเพิ่มเมื่อ 20/06/2554


ยานอวกาศสำหรับศึกษาทรัพยากรธรรมชาติของโลกและติดตามสภาพแวดล้อมของซีรีส์ Resurs-F ลักษณะทางเทคนิคหลักของยานอวกาศ Resurs-F1 และอุปกรณ์ถ่ายภาพ ยานอวกาศสำหรับเวชศาสตร์อวกาศและชีววิทยา ยานอวกาศ Bion วัสดุศาสตร์โฟตอน

บทคัดย่อเพิ่มเมื่อ 08/06/2010


วิวัฒนาการของดาวฤกษ์คือการเปลี่ยนแปลงที่ดาวฤกษ์ประสบในช่วงชีวิตของดาวฤกษ์ ฟิวชั่นแสนสาหัสและการกำเนิดของดวงดาว เนบิวลาดาวเคราะห์, ดาวฤกษ์ ลักษณะของดาวฤกษ์อายุน้อย การเจริญวัย ปีต่อๆ ไป การตาย ดาวนิวตรอน (พัลซาร์) ดาวแคระขาว หลุมดำ

การนำเสนอเพิ่มเมื่อ 05/10/2012


ระยะการก่อตัวของระบบสุริยะ องค์ประกอบของสภาพแวดล้อมของดิสก์ก่อกำเนิดดาวเคราะห์ของดวงอาทิตย์ ศึกษาวิวัฒนาการของมันโดยใช้แบบจำลองก๊าซไดนามิกสองมิติเชิงตัวเลข ซึ่งสอดคล้องกับการเคลื่อนที่ของแกนสมมาตรของตัวกลางก๊าซในสนามโน้มถ่วง

งานหลักสูตรเพิ่มเมื่อ 29/05/2555


ลักษณะของดวงดาว ดวงดาวในอวกาศ ดาวดวงนี้เป็นลูกบอลพลาสมา พลศาสตร์ของกระบวนการดาวฤกษ์ ระบบสุริยะ สื่อระหว่างดวงดาว แนวคิดเรื่องวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ กระบวนการสร้างดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์เป็นระบบการควบคุมตนเองแบบไดนามิก

บทคัดย่อ เพิ่มเมื่อ 10/17/2551


ดาวเคราะห์ดวงที่แปดจากดวงอาทิตย์ พารามิเตอร์บางอย่างของดาวเคราะห์เนปจูน องค์ประกอบทางเคมี สภาวะทางกายภาพ โครงสร้าง บรรยากาศ อุณหภูมิของพื้นที่ผิว ดาวเทียมของดาวเนปจูน ขนาด ลักษณะ ประวัติการค้นพบ วงแหวนดาวเนปจูน สนามแม่เหล็ก

"กำเนิดกาแล็กซีและดวงดาว" - จักรวาลที่มองเห็นได้ การก่อตัวของกระจุกดาราจักร การถอยกลับของกาแล็กซี ทางช้างเผือก. ความหนาแน่นวิกฤตของจักรวาล ยุคแฮดรอน ความหนาแน่นของจักรวาล ระบบสุริยะ ส่วนขยาย. โครงสร้างทางดาราศาสตร์ การขยายตัวของจักรวาลเกิดขึ้นอันเป็นผลมาจากบิกแบง ความหนาแน่น. การสังเคราะห์นิวเคลียสในเอกภพยุคแรก

“คุณสมบัติของกาแลคซี” - ประเภทของกาแลคซีกังหัน กาแลคซีแคระที่มีขนาดกะทัดรัดเป็นพิเศษ กาแลคซีที่ผิดปกติ กาแล็กซีกังหัน ระบบแรงโน้มถ่วง เมฆแมเจลแลนเล็ก แอนโดรเมดาเนบิวลา. กาแล็กซีเซย์เฟิร์ต อายุของกาแลคซี กาแลคซีทรงรี องค์ประกอบของกาแล็กซีกังหัน เมฆแมเจลแลนขนาดใหญ่

“กาแล็กซีและดวงดาว” - หลุมดำ อายุของ Metagalaxy ทิศเหนือ. แอนโดรเมดาเนบิวลา. ประเภทของกาแลคซี พลังงานของปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ อิเล็กตรอน ขั้นตอนการดำรงอยู่ของดวงดาว การเปลี่ยนแปลง กาแล็กซีมีการกระจายไม่เท่ากัน สาร. ระยะของการก่อตัวดาวฤกษ์ วัฏจักรของแก๊ส แนวคิดพื้นฐาน กาแล็กซีและดวงดาว

“ประเภทของกาแล็กซี” - กาแล็กซี การจัดเรียงเชิงพื้นที่ของกาแลคซี กระจุกกาแลคซี กาแลคซีที่ผิดปกติ ควาซาร์และควอแซก ระยะทางถึงกาแล็กซี การจำแนกประเภทของส้อมเสียงฮับเบิล กาแลคซีทรงรี กาแล็กซีกังหัน ความเป็นเชิงเส้น เมฆโปรโตกาแลคติก กาแล็กซีกังหันมีคาน กฎของฮับเบิล

“กาแลคซีและเนบิวลา” - กาแลคซีคือระบบดาวฤกษ์ ก๊าซระหว่างดวงดาว ฝุ่น และสสารมืด - เมฆแมเจลแลนเล็กและใหญ่ เนบิวลาตาแมว เนบิวลาแอนโดรเมดาเมื่อมองจากโลก เนบิวลาวงแหวน แอนโดรเมดาเนบิวลา กาแล็กซีซอมเบรโร เนบิวลาหัวม้า. ภาพกล้องโทรทรรศน์จากอวกาศ ในช่วงต้นทศวรรษ 1990 มีกาแลคซีไม่เกิน 30 แห่ง

"ประเภทของกาแล็กซี" - ราศีกันย์ กาแล็กซีที่มีเจ็ต กาแล็กซีที่ไม่ปกติ NGC1313 กาแล็กซีวิทยุ NGC5128 (Centaurus A) กาแล็กซี่ M64 (ตา) กาแล็คซี่เอ็ม101. กาแล็กซีกังหัน NGC2997 ควอซาร์ 3C273 กาแล็กซีกังหัน M31 เป็นสมาชิกของกลุ่มท้องถิ่นร่วมกับทางช้างเผือก กาแล็กซีกังหันที่ตัดกัน NGC 1365 กาแล็กซีแบบวงล้อที่มีปฏิกิริยาโต้ตอบ

มีการนำเสนอทั้งหมด 12 เรื่อง

องค์ประกอบของสื่อระหว่างดวงดาว

องค์ประกอบหลักของ ISM คือไฮโดรเจน (~ 70% ของมวลทั้งหมด) ซึ่งมีอยู่ในรูปแบบต่างๆ: อะตอมที่เป็นกลาง

ไฮโดรเจน, ไฮโดรเจนโมเลกุล (H2), ไฮโดรเจนแตกตัวเป็นไอออน

มวลประมาณ 28% เป็นฮีเลียม และ ~2% เป็นส่วนแบ่งขององค์ประกอบอื่นๆ

นอกจากก๊าซแล้ว ISM ยังมีอนุภาคของแข็ง (ฝุ่น) อัตราส่วนมวลฝุ่นต่อมวลก๊าซคือ ~0.01

แบบจำลองสองเฟสของสื่อระหว่างดวงดาว

ในแบบจำลองสองเฟสที่ง่ายที่สุด ในช่วงความดันที่กำหนด ISM ที่เป็นกลางจะแบ่งออกเป็นสองเฟสที่มั่นคง (อยู่ในสมดุลความดัน): เฟสเย็นหนาแน่น (“เมฆ”), T ~ 100 K

n ~ 10 cm-3 และการทำให้ร้อนบริสุทธิ์ (“ สื่อระหว่างคลาวด์”), T ~ 104 K, n ~ 0.1 cm-3

ส่วนประกอบหลักของ MZS

เฟส

ก๊าซชโรนัล

โซน HII ความหนาแน่นต่ำ

สภาพแวดล้อมข้ามคลาวด์

พื้นที่อบอุ่น สวัสดี

เมฆ สวัสดี

เมฆมืด

พื้นที่ สสส

เมฆโมเลกุลขนาดยักษ์

เมเซอร์

การควบแน่น

ที(เค)	n(ซม.-3)	เอ็ม (มุน)	ลิตร (ชิ้น)
~ 5·105
~104
~104
~103
	~103			~ 10-5
	~104			~ 3·10-9
~104				~ 10-4
		~ 3·105		~ 3·10-4
	~ 1010		~ 10-5

กลไกการทำความร้อนและความเย็น

กลไกการทำความร้อนขั้นพื้นฐาน

รังสีอัลตราไวโอเลตจากดวงดาว (โฟโตอิออน)

การให้ความร้อนด้วยคลื่นกระแทก

การให้ความร้อนตามปริมาตรของก๊าซโดยการเจาะรังสีและรังสีคอสมิก

การให้ความร้อนตามปริมาตรของก๊าซด้วยรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าชนิดแข็ง (X-ray และแกมมาควอนต้า)

กลไกการทำความเย็นขั้นพื้นฐาน

ฟรีฟรี(เบรมส์สตราลุง) การแผ่รังสี

รังสีรีคอมบิเนชั่น

การแผ่รังสีในเส้นสเปกตรัม

การแผ่รังสีฝุ่น

การแตกตัวเป็นไอออนของอิเล็กตรอน

รังสีคอสมิก

ฟลักซ์รังสีคอสมิกในบริเวณใกล้เคียงกับระบบสุริยะคือ ~ 1 อนุภาค/ซม 2·วินาที ดังนั้นความเข้มข้นเฉลี่ยของโปรตอนเร็วในตัวกลางระหว่างดวงดาวคือ ~ 10-10 –10-11 cm-3

รังสีคอสมิกมีโปรตอนมากที่สุด (~ 90% ตามจำนวนอนุภาค) นิวเคลียสของฮีเลียมมีประมาณ 7% ของจำนวนอนุภาค คุณลักษณะของ CR คือมีลิเธียม เบริลเลียม นิวเคลียสโบรอนค่อนข้างมาก (~ 0.14%) ขณะอยู่ในดวงดาวมีน้อยมากในสภาพแวดล้อมก๊าซฝุ่น (~ 10-6%)

สเปกตรัมพลังงาน CR มีลักษณะเป็นกฎกำลัง แม้ว่าดัชนีสเปกตรัมอาจแตกต่างกันไปในภูมิภาคต่างๆ ความหนาแน่นของพลังงาน CR เฉลี่ยอยู่ใกล้กัน 10-12 เอิร์ก/ซม.3

เป็นไปได้มากที่รังสีคอสมิกจะถูกเร่งในระหว่างการระเบิดซูเปอร์โนวาและ (หรือ) ในพัลซาร์

สเปกตรัมที่แตกต่างของรังสีคอสมิกในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ใกล้วงโคจรของโลก: 1 - โปรตอน; 2 - อนุภาคของรังสีคอสมิกของกาแลคซี 3 - โปรตอนจากเปลวสุริยะ

นำมาแสดงเปรียบเทียบ.

สเปกตรัมของโปรตอนและอนุภาค

ต้นกำเนิดของรังสีคอสมิก

การพึ่งพาฟลักซ์รังสีแกมมากับลองจิจูดของกาแลคซี l ตามข้อมูลเชิงสังเกต (เส้นแนวตั้ง) เมื่อเปรียบเทียบกับผลการคำนวณ (เส้นโค้งทึบ) ตามสมมติฐานของเศษซูเปอร์โนวาซึ่งเป็นแหล่งกำเนิดหลักของรังสีคอสมิก

กลไกการเร่งความเร็วของ CL

กลไกของเฟอร์มี

ปฏิสัมพันธ์ระหว่างอนุภาคและเมฆระหว่างดวงดาวที่เคลื่อนที่ไปพร้อมกับสนามแม่เหล็กเยือกแข็ง

(ขวดแม่เหล็ก). รถติดเข้าใกล้ด้วยความเร็ว U<< V . За одно столкновение частица приобретает скорость 2U , число столкновений в единицу времени V /2L .

			วี เดซิลิตร

กลไกการเร่งความเร็วทางสถิติ (ระหว่างการเคลื่อนที่ของอนุภาคระหว่างเมฆอย่างวุ่นวาย) ในระหว่างการชนกับเมฆที่กำลังจะมาถึง พลังงานของอนุภาคจะเพิ่มขึ้น และในระหว่างการแซงก็จะลดลง ความเร็วสัมพัทธ์ระหว่างการชนที่กำลังจะมาถึงจะสูงกว่า ดังนั้นจำนวนการชนดังกล่าวจึงมีมากกว่า ก๊าซของเมฆหนาจะอยู่ในสมดุลกับก๊าซของอนุภาค ทิศทางของกระบวนการควรนำไปสู่การสร้างการกระจายพลังงานที่สมดุลระหว่างเมฆและอนุภาค บทบาทของสนามแม่เหล็กลดลงเหลือเพียงการสะท้อนอนุภาคจากเมฆ

ในขั้นต้น เนบิวลาในทางดาราศาสตร์เป็นวัตถุทางดาราศาสตร์ที่ส่องสว่างซึ่งแผ่ออกไป (กระจัดกระจาย) นิ่งๆ ซึ่งรวมถึงกระจุกดาวหรือกาแลคซีที่อยู่นอกทางช้างเผือก ซึ่งไม่สามารถแยกเป็นดาวฤกษ์ได้ ตัวอย่างของการใช้งานดังกล่าวยังคงมีอยู่ในปัจจุบัน ตัวอย่างเช่น กาแล็กซีแอนโดรเมดาบางครั้งเรียกว่า "เนบิวลาแอนโดรเมดา" ดังนั้น Charles Messier ผู้ซึ่งค้นหาดาวหางอย่างเข้มข้นได้รวบรวมรายการวัตถุที่กระจายอยู่นิ่งซึ่งคล้ายกับดาวหางในปี พ.ศ. 2330 บัญชีรายชื่อเมสสิเยร์มีทั้งเนบิวลาและกาแลคซี (เช่น กาแล็กซีแอนโดรเมดา M31 ตามที่กล่าวข้างต้น) และกระจุกดาวทรงกลม (กระจุกดาวเฮอร์คิวลิส M13) เมื่อดาราศาสตร์และความละเอียดของกล้องโทรทรรศน์พัฒนาขึ้น แนวคิดเรื่อง "เนบิวลา" ก็แม่นยำมากขึ้นเรื่อยๆ โดย "เนบิวลา" บางดวงถูกระบุว่าเป็นกระจุกดาว มีการค้นพบเนบิวลาก๊าซฝุ่นสีเข้ม (ดูดซับ) และสุดท้ายใน 1920 ลุนด์มาร์กดวงแรก และจากนั้นฮับเบิลสามารถแก้ไขบริเวณรอบนอกของกาแลคซีจำนวนหนึ่งให้เป็นดาวฤกษ์ได้ และด้วยเหตุนี้จึงสร้างธรรมชาติของพวกมันขึ้นมา ตั้งแต่นั้นเป็นต้นมา คำว่า "เนบิวลา" ก็ถูกนำมาใช้ในความหมายข้างต้น

ลักษณะหลักที่ใช้ในการจำแนกเนบิวลาคือการดูดกลืนหรือการปล่อย (การกระเจิง) ของแสง กล่าวคือ ตามเกณฑ์นี้ เนบิวลาจะถูกแบ่งออกเป็นความมืดและความสว่าง อย่างแรกสังเกตได้เนื่องจากการดูดกลืนรังสีจากแหล่งกำเนิดที่อยู่ด้านหลัง ประการหลังเกิดจากการแผ่รังสีหรือการสะท้อน (การกระเจิง) ของแสงจากดาวฤกษ์ใกล้เคียง ธรรมชาติของการแผ่รังสีของเนบิวลาแสงซึ่งเป็นแหล่งพลังงานที่กระตุ้นการแผ่รังสีนั้น ขึ้นอยู่กับแหล่งกำเนิดของมันและอาจมีลักษณะที่หลากหลาย บ่อยครั้งที่กลไกการแผ่รังสีหลายกลไกทำงานในเนบิวลาเดียว การแบ่งเนบิวลาออกเป็นก๊าซและฝุ่นเป็นส่วนใหญ่โดยพลการ เนบิวลาทั้งหมดมีทั้งฝุ่นและก๊าซ การแบ่งส่วนนี้ถูกกำหนดในอดีตโดยวิธีการสังเกตและกลไกการแผ่รังสีต่างๆ การมีอยู่ของฝุ่นจะสังเกตได้ชัดเจนที่สุดเมื่อรังสีถูกดูดซับโดยเนบิวลามืดแห่งแหล่งกำเนิดที่อยู่ด้านหลัง และเมื่อรังสีจากดาวฤกษ์ใกล้เคียงหรือในเนบิวลานั้นสะท้อน กระจัดกระจาย หรือปล่อยออกมาอีกครั้งด้วยฝุ่นที่อยู่ในเนบิวลา การแผ่รังสีภายในของส่วนประกอบก๊าซของเนบิวลานั้นสังเกตได้เมื่อมันถูกไอออนไนซ์ด้วยรังสีอัลตราไวโอเลตจากดาวร้อนที่อยู่ในเนบิวลา (บริเวณการแผ่รังสีของไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออน H II รอบการรวมตัวของดาวฤกษ์หรือเนบิวลาดาวเคราะห์) หรือเมื่อตัวกลางระหว่างดาวได้รับความร้อนจาก คลื่นกระแทกจากการระเบิดซูเปอร์โนวาหรืออิทธิพลของลมดาวฤกษ์ที่มีกำลังแรงของดาวประเภทวูล์ฟ-ราเยต

เนบิวลามืดคือเมฆหนาแน่น (โดยปกติจะเป็นโมเลกุล) ซึ่งประกอบด้วยก๊าซระหว่างดาวและฝุ่นระหว่างดวงดาวซึ่งมีความทึบแสงเนื่องจากการดูดกลืนแสงระหว่างดวงดาวด้วยฝุ่น โดยปกติจะมองเห็นได้บนพื้นหลังของเนบิวลาสว่าง ไม่บ่อยนักที่เนบิวลาสีเข้มจะมองเห็นได้โดยตรงกับพื้นหลังของทางช้างเผือก เหล่านี้คือเนบิวลาโคลแซ็กและเนบิวลาขนาดเล็กจำนวนมากที่เรียกว่าทรงกลมยักษ์ เนบิวลาหัวม้าเมื่อมองเห็นโดยฮับเบิล

การดูดกลืนแสงระหว่างดวงดาว A v ในเนบิวลามืดแปรผันอย่างมาก ตั้งแต่ 110 ม. ถึง ม. ในเนบิวลาที่หนาแน่นที่สุด โครงสร้างของเนบิวลาที่มี A v ขนาดใหญ่สามารถศึกษาได้โดยวิธีดาราศาสตร์วิทยุและดาราศาสตร์ซับมิลลิเมตรเท่านั้น โดยส่วนใหญ่จากการสังเกตเส้นคลื่นวิทยุโมเลกุลและการแผ่รังสีอินฟราเรดจากฝุ่น บ่อยครั้งภายในเนบิวลามืด ความหนาแน่นตั้งแต่ A v ถึง m ปรากฏให้เห็นในลักษณะที่ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้น ในส่วนของเนบิวลาที่โปร่งแสงในช่วงแสงจะมองเห็นโครงสร้างเส้นใยได้ชัดเจน เส้นใยและการยืดตัวโดยทั่วไปของเนบิวลาเกี่ยวข้องกับการมีสนามแม่เหล็กอยู่ในนั้น ซึ่งขัดขวางการเคลื่อนที่ของสสารข้ามแนวแรงและนำไปสู่การพัฒนาความไม่เสถียรของแมกนีโตไฮโดรไดนามิกหลายประเภท ส่วนประกอบฝุ่นในเนบิวลามีความเกี่ยวข้องกับสนามแม่เหล็กเนื่องจากเม็ดฝุ่นมีประจุไฟฟ้า

เนบิวลาสะท้อนแสงคือเมฆก๊าซและฝุ่นที่ส่องสว่างโดยดวงดาว หากดาวฤกษ์อยู่ในหรือใกล้กับเมฆระหว่างดวงดาว แต่ไม่ร้อนพอที่จะทำให้ไฮโดรเจนในดวงดาวจำนวนมากรอบๆ เมฆแตกตัวเป็นไอออน แหล่งกำเนิดรังสีแสงหลักจากเนบิวลาก็คือแสงดาวที่กระจัดกระจายโดยฝุ่นระหว่างดวงดาว ตัวอย่างของเนบิวลาดังกล่าวคือเนบิวลารอบดาวฤกษ์สว่างในกระจุกดาวลูกไก่ เนบิวลาสะท้อนของเทวดาตั้งอยู่ที่ระดับความสูง 300 เปอร์เซ็นต์เหนือระนาบกาแลคซี

เนบิวลาสะท้อนส่วนใหญ่ตั้งอยู่ใกล้ระนาบของทางช้างเผือก ในหลายกรณี เนบิวลาสะท้อนแสงจะสังเกตเห็นได้ที่ละติจูดดาราจักรสูง เหล่านี้เป็นเมฆก๊าซฝุ่น (มักเป็นโมเลกุล) ที่มีขนาด รูปร่าง ความหนาแน่น และมวลต่างกัน สว่างไสวด้วยการแผ่รังสีของดวงดาวในจานทางช้างเผือก ศึกษาได้ยากเนื่องจากมีความสว่างพื้นผิวต่ำมาก (โดยปกติจะจางกว่าพื้นหลังท้องฟ้ามาก) บางครั้งเมื่อฉายภาพดาราจักร ทำให้เกิดภาพดาราจักรที่มีรายละเอียดที่ไม่มีอยู่จริง เช่น หาง สะพาน ฯลฯ เนบิวลาสะท้อนแสงบางเนบิวลามีลักษณะคล้ายดาวหางและเรียกว่าดาวหาง ใน “หัว” ของเนบิวลาดังกล่าว มักจะมีดาวแปรผันประเภท T Tauri ซึ่งส่องสว่างเนบิวลา เนบิวลาดังกล่าวมักจะมีความสว่างที่แปรผัน การติดตาม (โดยมีความล่าช้าระหว่างการแพร่กระจายของแสง) ความแปรปรวนของการแผ่รังสีของดวงดาวที่ส่องสว่าง ขนาดของเนบิวลาดาวหางมักจะเล็กเป็นเศษหนึ่งในร้อยของพาร์เซก

เนบิวลาสะท้อนแสงชนิดหายากคือสิ่งที่เรียกว่าแสงสะท้อน ซึ่งสังเกตได้หลังจากการระเบิดโนวายาในปี 1901 ในกลุ่มดาวเซอุส แสงจ้าของดาวดวงใหม่ทำให้ฝุ่นสว่างขึ้น และเป็นเวลาหลายปีที่เนบิวลาจางๆ ถูกพบเห็น กระจายไปทุกทิศทุกทางด้วยความเร็วแสง นอกจากแสงสะท้อนแล้ว หลังจากการระเบิดของดาวดวงใหม่ เนบิวลาก๊าซก็ก่อตัวขึ้น คล้ายกับเศษซากของการระเบิดของซุปเปอร์โนวา เนบิวลาสะท้อนแสงเมโรพี

เนบิวลาสะท้อนแสงจำนวนมากมีโครงสร้างเส้นใยละเอียด ซึ่งเป็นระบบที่มีเส้นใยขนานกันเกือบหลายร้อยหรือหนึ่งในพันของพาร์เซก ต้นกำเนิดของเส้นใยมีความเกี่ยวข้องกับความไม่แน่นอนของขลุ่ยหรือการเรียงสับเปลี่ยนในเนบิวลาที่ถูกทะลุผ่านโดยสนามแม่เหล็ก เส้นใยของก๊าซและฝุ่นผลักเส้นสนามแม่เหล็กออกจากกันและทะลุผ่านระหว่างเส้นเหล่านั้น กลายเป็นเส้นใยบางๆ การศึกษาการกระจายความสว่างและโพลาไรเซชันของแสงเหนือพื้นผิวเนบิวลาสะท้อนแสง ตลอดจนการวัดการพึ่งพาพารามิเตอร์เหล่านี้กับความยาวคลื่น ทำให้สามารถสร้างคุณสมบัติของฝุ่นระหว่างดวงดาวได้ เช่น อัลเบโด้ ตัวบ่งชี้การกระเจิง ขนาด รูปร่าง และการวางแนวของ เม็ดฝุ่น

เนบิวลาที่แตกตัวเป็นไอออนจากการแผ่รังสีเป็นพื้นที่ของก๊าซระหว่างดวงดาวที่ได้รับการแตกตัวเป็นไอออนอย่างมากจากการแผ่รังสีจากดวงดาวหรือแหล่งอื่น ๆ ของการแผ่รังสีไอออไนซ์ ตัวแทนที่สว่างที่สุดและแพร่หลายที่สุดรวมถึงตัวแทนที่มีการศึกษามากที่สุดของเนบิวลาดังกล่าวคือบริเวณของไฮโดรเจนแตกตัวเป็นไอออน (โซน H II) ในโซน H II สสารจะถูกทำให้แตกตัวเป็นไอออนเกือบทั้งหมดและให้ความร้อนจนถึงอุณหภูมิประมาณ 10 4 K โดยรังสีอัลตราไวโอเลตจากดาวฤกษ์ที่อยู่ภายใน ภายในโซน HII การแผ่รังสีของดาวฤกษ์ทั้งหมดในความต่อเนื่องของลายมันจะถูกประมวลผลเป็นรังสีในลำดับรองตามทฤษฎีบทของรอสส์แลนด์ ดังนั้น ในสเปกตรัมของเนบิวลากระจายจึงมีเส้นสว่างมากของซีรีส์บัลเมอร์ เช่นเดียวกับเส้นไลแมน-อัลฟา เฉพาะโซน H II ความหนาแน่นต่ำที่ผ่านการทำให้บริสุทธิ์เท่านั้นที่จะแตกตัวเป็นไอออนโดยการแผ่รังสีของดาวฤกษ์ ในสิ่งที่เรียกว่า แก๊สชโรนัล

เนบิวลาที่แตกตัวเป็นไอออนจากการแผ่รังสียังเกิดขึ้นรอบแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่ทรงพลังในทางช้างเผือกและกาแลคซีอื่น ๆ (รวมถึงนิวเคลียสและควาซาร์ของกาแลคซีกัมมันต์) มักมีลักษณะพิเศษคืออุณหภูมิที่สูงกว่าในโซน H II และระดับการแตกตัวเป็นไอออนของธาตุหนักที่สูงกว่า

เนบิวลาเปล่งแสงประเภทหนึ่งคือเนบิวลาดาวเคราะห์ ซึ่งก่อตัวจากชั้นบรรยากาศดาวฤกษ์ที่ไหลออกมาชั้นบน โดยปกติแล้วนี่คือเปลือกที่ดาวฤกษ์ยักษ์พุ่งออกมา เนบิวลาจะขยายและเรืองแสงในช่วงแสง เนบิวลาดาวเคราะห์ดวงแรกถูกค้นพบโดย W. Herschel ประมาณปี พ.ศ. 2326 และได้รับการตั้งชื่อเช่นนี้เนื่องจากภายนอกมีความคล้ายคลึงกับดิสก์ของดาวเคราะห์ อย่างไรก็ตาม เนบิวลาดาวเคราะห์ไม่ใช่ทั้งหมดจะมีรูปร่างเป็นดิสก์ โดยหลายเนบิวลามีรูปร่างเป็นวงแหวนหรือยาวอย่างสมมาตรไปในทิศทางหนึ่ง (เนบิวลาสองขั้ว) ภายในโครงสร้างเหล่านี้มีโครงสร้างที่ดีในรูปแบบของไอพ่น เกลียว และทรงกลมขนาดเล็ก อัตราการขยายตัวของเนบิวลาดาวเคราะห์คือ km/s เส้นผ่านศูนย์กลาง 0.010.1 ชิ้น มวลโดยทั่วไปประมาณ 0.1 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ อายุขัยประมาณ 10,000 ปี เนบิวลาตาแมวดาวเคราะห์

แหล่งกำเนิดการเคลื่อนที่เหนือเสียงของสสารในตัวกลางระหว่างดาวที่หลากหลายและหลากหลายทำให้เกิดเนบิวลาจำนวนมากและหลากหลายที่เกิดจากคลื่นกระแทก โดยทั่วไปแล้ว เนบิวลาดังกล่าวมีอายุสั้น เนื่องจากพวกมันจะหายไปหลังจากพลังงานจลน์ของก๊าซที่กำลังเคลื่อนที่หมดลง แหล่งกำเนิดหลักของคลื่นกระแทกรุนแรงในตัวกลางระหว่างดวงดาวคือการระเบิดของดวงดาว การดีดตัวของเปลือกหอยระหว่างการระเบิดของซูเปอร์โนวาและโนวา รวมถึงลมดาวฤกษ์ ในกรณีทั้งหมดเหล่านี้ มีแหล่งกำเนิดของสสารพุ่งออกมา (ดาวฤกษ์) เนบิวลาที่สร้างขึ้นในลักษณะนี้มีลักษณะเป็นเปลือกที่ขยายออกและมีรูปร่างใกล้เคียงกับทรงกลม สารที่ปล่อยออกมามีความเร็วประมาณหลายร้อยพันกิโลเมตรต่อวินาที ดังนั้นอุณหภูมิของก๊าซที่อยู่ด้านหลังหน้าคลื่นกระแทกจึงอาจสูงถึงหลายล้านหรือหลายพันล้านองศา

ก๊าซที่ได้รับความร้อนจนถึงอุณหภูมิหลายล้านองศาจะปล่อยก๊าซออกมาในช่วงรังสีเอกซ์เป็นหลัก ทั้งในสเปกตรัมต่อเนื่องและในเส้นสเปกตรัม ในเส้นสเปกตรัมแสงจะเรืองแสงได้อ่อนมาก เมื่อคลื่นกระแทกพบกับความไม่เป็นเนื้อเดียวกันในตัวกลางระหว่างดวงดาว คลื่นดังกล่าวจะโค้งงอรอบๆ ความหนาแน่น คลื่นกระแทกที่ช้าลงแพร่กระจายภายในซีล ทำให้เกิดการแผ่รังสีในเส้นสเปกตรัมของช่วงแสง ผลลัพธ์ที่ได้คือเส้นใยที่สว่างสดใสซึ่งมองเห็นได้ชัดเจนในภาพถ่าย ส่วนหน้าของแรงกระแทกหลักซึ่งบีบอัดกลุ่มของก๊าซระหว่างดวงดาว ทำให้มันเคลื่อนที่ไปในทิศทางของการแพร่กระจาย แต่ด้วยความเร็วที่ต่ำกว่าความเร็วของคลื่นกระแทก เนบิวลาดินสอ - คลื่นกระแทกซูเปอร์โนวา

เนบิวลาที่สว่างที่สุดที่เกิดจากคลื่นกระแทกมีสาเหตุจากการระเบิดของซูเปอร์โนวา และเรียกว่าเศษซากของซูเปอร์โนวา พวกมันมีบทบาทสำคัญในการกำหนดโครงสร้างของก๊าซระหว่างดวงดาว นอกจากคุณสมบัติที่อธิบายไว้แล้ว ยังมีลักษณะพิเศษคือการแผ่คลื่นวิทยุที่ไม่ใช่ความร้อนด้วยสเปกตรัมกฎกำลัง ซึ่งเกิดจากอิเล็กตรอนเชิงสัมพัทธภาพที่ถูกเร่งทั้งระหว่างการระเบิดของซูเปอร์โนวา และต่อมาโดยพัลซาร์ที่ปกติจะยังคงอยู่หลังการระเบิด เนบิวลาที่เกี่ยวข้องกับการระเบิดของโนวามีขนาดเล็ก เนบิวลาปูมีอายุสั้น เศษที่เหลือจากการระเบิดของซุปเปอร์โนวา 1,054 กรัม

เนบิวลาอีกประเภทหนึ่งที่สร้างขึ้นโดยคลื่นกระแทกนั้นสัมพันธ์กับลมดาวฤกษ์จากดาวโวลฟ์ ราเยต ดาวเหล่านี้มีลักษณะเฉพาะคือลมดาวฤกษ์ที่มีกำลังแรงมากโดยมีฟลักซ์มวลต่อปีและมีความเร็วไหลออก (1 3)×10 3 กม./วินาที พวกมันสร้างเนบิวลาหลายขนาดพาร์เซกพร้อมเส้นใยสีสว่าง การปล่อยคลื่นวิทยุของเนบิวลาเหล่านี้ต่างจากเศษซากของการระเบิดซูเปอร์โนวาที่มีลักษณะเป็นความร้อน อายุขัยของเนบิวลาดังกล่าวถูกจำกัดด้วยระยะเวลาการดำรงอยู่ของดวงดาวในระยะดาวโวลฟ์-ราเยต และมีอายุประมาณ 10 5 ปี เนบิวลาหมวกของ Thor รอบดาวหมาป่าราเยต

คลื่นกระแทกที่มีความเร็วต่ำกว่าเกิดขึ้นในบริเวณของตัวกลางระหว่างดวงดาวที่เกิดการก่อตัวดาวฤกษ์ สิ่งเหล่านี้นำไปสู่การให้ความร้อนของก๊าซถึงหลายร้อยหลายพันองศา การกระตุ้นระดับโมเลกุล การทำลายโมเลกุลบางส่วน และความร้อนของฝุ่น คลื่นกระแทกดังกล่าวสามารถมองเห็นได้ในรูปของเนบิวลาที่ยาวออกไปซึ่งเรืองแสงในอินฟราเรดเป็นหลัก มีการค้นพบเนบิวลาจำนวนหนึ่ง เช่น ในใจกลางการก่อตัวดาวฤกษ์ที่เกี่ยวข้องกับเนบิวลานายพราน เนบิวลานายพราน บริเวณกำเนิดดาวขนาดยักษ์