Trình bày về thiên văn học môi trường giữa các vì sao. Môi trường liên sao: khí và bụi

Gửi công việc tốt của bạn trong cơ sở kiến thức thật đơn giản. Sử dụng mẫu dưới đây

Các sinh viên, nghiên cứu sinh, các nhà khoa học trẻ sử dụng nền tảng kiến thức trong học tập và công việc sẽ rất biết ơn các bạn.

Đăng trên http://www.allbest.ru/

HỌC VIỆN GIÁO DỤC NGÂN SÁCH THÀNH PHỐ LYCEUM SỐ 11 THÀNH PHỐ CHELYABINSK

Tiểu luận

Nvà chủ đề:

"Phức hợp khí và bụi. Môi trường giữa các vì sao»

Thực hiện:

học sinh lớp 11

Kiseleva Polina Olegovna

Đã kiểm tra:

Lykasova Alevtina Pavlovna

Chelyabinsk 2015

VỀCHỦ ĐỀ

Giới thiệu

1. Lịch sử nghiên cứu ISM

2. Các thành phần chính của MLS

2.1 Khí liên sao

2.2 Bụi liên sao

2.3 Đám mây liên sao

2.4 Tia vũ trụ

2.5 Từ trường giữa các vì sao

3. Đặc điểm vật lý của ISM

4. Tinh vân

4.1 Tinh vân khuếch tán (ánh sáng)

4.2 Tinh vân tối

5. Bức xạ

6. Sự phát triển của môi trường giữa các vì sao

Phần kết luận

Danh sách các nguồn

GIỚI THIỆU

Vũ trụ, ở cốt lõi của nó, gần như là không gian trống rỗng. Chỉ tương đối gần đây người ta mới có thể chứng minh được rằng các ngôi sao không tồn tại trong trạng thái trống rỗng tuyệt đối và không gian bên ngoài không hoàn toàn trong suốt. Các ngôi sao chỉ chiếm một phần nhỏ của Vũ trụ rộng lớn. Vật chất và các trường lấp đầy không gian giữa các vì sao bên trong các thiên hà được gọi là môi trường giữa các vì sao (ISM). Bản chất của môi trường giữa các vì sao đã thu hút sự chú ý của các nhà thiên văn học và các nhà khoa học trong nhiều thế kỷ. Thuật ngữ “môi trường giữa các vì sao” được F. Bacon sử dụng lần đầu tiên vào năm 1626.

1. LỊCH SỬ NGHIÊN CỨUMZS

Trở lại giữa thế kỷ 19. nhà thiên văn học người Nga V. Struve Tôi đã cố gắng sử dụng các phương pháp khoa học để tìm ra bằng chứng không thể chối cãi rằng không gian không trống rỗng và ánh sáng của các ngôi sao ở xa bị hấp thụ trong đó, nhưng vô ích. khí đám mây trung bình giữa các vì sao

Nhà vật lý thiên văn người Đức sau này F. Hartmannđã tiến hành nghiên cứu quang phổ của Delta Orionis và nghiên cứu chuyển động quỹ đạo của những người bạn đồng hành của hệ thống Delta Orionis và ánh sáng đến từ ngôi sao. Nhận thấy rằng một số ánh sáng đã bị hấp thụ trên đường tới Trái đất, Hartmann viết rằng “vạch hấp thụ canxi rất yếu” và “thật ngạc nhiên khi các vạch canxi ở bước sóng 393,4 nanomet không di chuyển theo đường phân kỳ tuần hoàn”. .” quang phổ, hiện diện trong các sao đôi quang phổ." Tính chất cố định của những đường này khiến Hartmann cho rằng chất khí chịu trách nhiệm cho sự hấp thụ không có trong bầu khí quyển của Delta Orionis, mà ngược lại, nằm bên ngoài ngôi sao và nằm giữa ngôi sao và người quan sát. Nghiên cứu này đánh dấu sự khởi đầu của nghiên cứu về môi trường giữa các vì sao.

Các nghiên cứu chuyên sâu về vật chất giữa các vì sao đã làm cho điều đó trở nên khả thi W. Pickering vào năm 1912 để tuyên bố rằng "môi trường hấp thụ giữa các vì sao, đã được chứng minh Kaptein, chỉ hấp thụ ở một số bước sóng, có thể cho thấy sự hiện diện của khí và các phân tử khí do Mặt trời và các ngôi sao phát ra.”

Cùng năm 1912 TRONG.Hess phát hiện ra các tia vũ trụ, các hạt tích điện mang năng lượng bắn phá Trái đất từ không gian. Điều này cho phép một số nhà nghiên cứu tuyên bố rằng chúng cũng lấp đầy môi trường giữa các vì sao.

Sau nghiên cứu của Hartmann, năm 1919, Eger Trong khi nghiên cứu các vạch hấp thụ ở bước sóng 589,0 và 589,6 nanomet trong hệ thống Delta Orionis và Beta Scorpii, ông đã phát hiện ra natri trong môi trường giữa các vì sao.

Sự hiện diện của môi trường loãng hấp thụ đã được chứng minh một cách thuyết phục cách đây chưa đầy một trăm năm, vào nửa đầu thế kỷ 20, bằng cách so sánh các đặc tính quan sát được của các cụm sao ở xa ở những khoảng cách khác nhau so với chúng ta. Điều này được thực hiện độc lập bởi một nhà thiên văn học người Mỹ Robert Trumpler(1896-1956) và nhà thiên văn học Liên Xô BA.Vorontsov-Velyaminov(1904-1994). Chính xác hơn, đây là cách phát hiện ra một trong những thành phần của môi trường giữa các vì sao - bụi mịn, do đó môi trường giữa các vì sao không hoàn toàn trong suốt, đặc biệt là ở những hướng gần với hướng của Dải Ngân hà. Sự hiện diện của bụi có nghĩa là cả độ sáng biểu kiến và màu sắc quan sát được của các ngôi sao ở xa đều bị biến dạng và để biết giá trị thực của chúng đòi hỏi một cách tính toán khá phức tạp về sự tuyệt chủng. Do đó, bụi được các nhà thiên văn học coi là một mối phiền toái khó chịu, cản trở việc nghiên cứu các vật thể ở xa. Nhưng đồng thời, mối quan tâm nảy sinh trong việc nghiên cứu bụi như một môi trường vật lý - các nhà khoa học bắt đầu tìm hiểu xem các hạt bụi phát sinh và phá hủy như thế nào, bụi phản ứng với bức xạ như thế nào và bụi đóng vai trò gì trong sự hình thành các ngôi sao.

Với sự phát triển của thiên văn vô tuyến vào nửa sau thế kỷ 20. Có thể nghiên cứu môi trường giữa các vì sao bằng cách sử dụng sự phát xạ vô tuyến của nó. Kết quả của các tìm kiếm có mục tiêu, bức xạ từ các nguyên tử hydro trung tính trong không gian giữa các vì sao được phát hiện ở tần số 1420 MHz (tương ứng với bước sóng 21 cm). Bức xạ ở tần số này (hoặc, như người ta nói, trong liên kết vô tuyến) đã được dự đoán bởi một nhà thiên văn học người Hà Lan Hendrik van de Hulst vào năm 1944 trên cơ sở cơ học lượng tử, và nó được phát hiện vào năm 1951 sau khi tính toán cường độ mong đợi của một nhà vật lý thiên văn Liên Xô I.S. Shklovsky. Shklovsky cũng chỉ ra khả năng quan sát bức xạ của các phân tử khác nhau trong phạm vi vô tuyến, điều này thực sự đã được phát hiện sau đó. Khối lượng khí giữa các vì sao, bao gồm các nguyên tử trung tính và khí phân tử rất lạnh, hóa ra lớn hơn khối lượng bụi hiếm khoảng một trăm lần. Nhưng chất khí này hoàn toàn trong suốt đối với ánh sáng khả kiến nên không thể phát hiện được nó bằng các phương pháp tương tự như phương pháp phát hiện ra bụi.

Với sự ra đời của kính thiên văn tia X lắp đặt trên các đài quan sát không gian, người ta đã phát hiện ra một thành phần nóng nhất khác của môi trường giữa các vì sao - một loại khí rất hiếm với nhiệt độ hàng triệu và hàng chục triệu độ. Không thể “nhìn thấy” loại khí này từ các quan sát quang học hoặc từ các quan sát trong các liên kết vô tuyến - môi trường quá loãng và bị ion hóa hoàn toàn, tuy nhiên, nó chiếm một phần đáng kể thể tích của toàn bộ Thiên hà của chúng ta.

Sự phát triển nhanh chóng của vật lý thiên văn, nghiên cứu sự tương tác của vật chất và bức xạ trong không gian vũ trụ, cũng như sự xuất hiện của các khả năng quan sát mới, đã giúp nghiên cứu chi tiết các quá trình vật lý trong môi trường giữa các vì sao. Toàn bộ hướng khoa học đã xuất hiện - động lực khí không gian Và điện động lực học không gian, nghiên cứu các tính chất của môi trường không gian tinh khiết. Các nhà thiên văn học đã học cách xác định khoảng cách đến các đám mây khí, đo nhiệt độ, mật độ và áp suất của khí, thành phần hóa học của nó và ước tính tốc độ chuyển động của vật chất. Vào nửa sau của thế kỷ 20. Một bức tranh phức tạp về sự phân bố không gian của môi trường giữa các vì sao và sự tương tác của nó với các ngôi sao đã xuất hiện. Hóa ra khả năng hình thành các ngôi sao phụ thuộc vào mật độ và lượng khí và bụi giữa các vì sao, và các ngôi sao (chủ yếu là lớn nhất trong số chúng), đến lượt nó, làm thay đổi tính chất của môi trường liên sao xung quanh - chúng làm nóng nó, hỗ trợ sự chuyển động liên tục của khí và bổ sung vật chất của chúng vào môi trường, thay đổi thành phần hóa học của nó.

2. CÁC THÀNH PHẦN CHÍNH CỦA MZS

Môi trường giữa các vì sao bao gồm khí giữa các vì sao, bụi (1% khối lượng khí), từ trường giữa các vì sao, các đám mây giữa các vì sao, tia vũ trụ và vật chất tối. Thành phần hóa học của môi trường giữa các vì sao là sản phẩm của quá trình tổng hợp hạt nhân sơ cấp và phản ứng tổng hợp hạt nhân trong các ngôi sao.

2 .1 Khí liên sao

Khí liên sao là môi trường khí hiếm, lấp đầy toàn bộ không gian giữa các ngôi sao. Khí liên sao trong suốt. Tổng khối lượng khí liên sao trong Thiên hà vượt quá 10 tỷ khối lượng mặt trời hoặc vài phần trăm tổng khối lượng của tất cả các ngôi sao trong Thiên hà của chúng ta. Nồng độ trung bình của các nguyên tử khí giữa các vì sao nhỏ hơn 1 nguyên tử trên mỗi cm3. Mật độ khí trung bình khoảng 10–21 kg/m³. Thành phần hóa học gần giống như hầu hết các ngôi sao: nó bao gồm hydro và heli với một lượng nhỏ các nguyên tố nặng hơn. Tùy thuộc vào nhiệt độ và mật độ, khí liên sao ở trạng thái phân tử, nguyên tử hoặc ion hóa. Tia cực tím, không giống như các tia sáng khả kiến, bị khí hấp thụ và cung cấp năng lượng cho nó. Nhờ đó, các ngôi sao nóng làm nóng khí xung quanh bằng bức xạ cực tím của chúng đến nhiệt độ xấp xỉ 10.000 K. Khí nóng bắt đầu tự phát ra ánh sáng và chúng ta quan sát nó như một tinh vân khí nhẹ. Khí “vô hình” mát hơn được quan sát bằng phương pháp thiên văn vô tuyến. Nguyên tử hydro trong môi trường loãng phát ra sóng vô tuyến có bước sóng khoảng 21 cm, do đó các dòng sóng vô tuyến liên tục lan truyền từ các vùng khí giữa các vì sao. Bằng cách tiếp nhận và phân tích bức xạ này, các nhà khoa học tìm hiểu về mật độ, nhiệt độ và chuyển động của khí giữa các vì sao trong không gian.

2 .2 Bụi liên sao

Bụi liên sao là các hạt cực nhỏ rắn cùng với khí liên sao lấp đầy không gian giữa các ngôi sao. Hiện nay, người ta tin rằng các hạt bụi có lõi chịu lửa được bao quanh bởi chất hữu cơ hoặc lớp vỏ băng giá. Thành phần hóa học của lõi được xác định bởi bầu khí quyển của các ngôi sao mà chúng ngưng tụ trong đó. Ví dụ, trong trường hợp các sao cacbon, chúng sẽ bao gồm than chì và cacbua silic.

Kích thước điển hình của các hạt bụi liên sao là từ 0,01 đến 0,2 micron, tổng khối lượng bụi chiếm khoảng 1% tổng khối lượng khí. Ánh sáng sao làm nóng bụi liên sao đến vài chục K, khiến bụi liên sao trở thành nguồn bức xạ hồng ngoại sóng dài.

Bụi cũng ảnh hưởng đến các quá trình hóa học xảy ra trong môi trường giữa các vì sao: các hạt bụi chứa các nguyên tố nặng được sử dụng làm chất xúc tác trong các quá trình hóa học khác nhau. Các hạt bụi còn tham gia vào quá trình hình thành phân tử hydro, làm tăng tốc độ hình thành sao ở các đám mây nghèo kim loại

2 .3 đám mây giữa các vì sao

Đám mây liên sao là tên gọi chung cho sự tích tụ khí, plasma và bụi trong các thiên hà của chúng ta và các thiên hà khác. Nói cách khác, đám mây giữa các vì sao có mật độ cao hơn mật độ trung bình của môi trường giữa các vì sao. Tùy thuộc vào mật độ, kích thước và nhiệt độ của một đám mây nhất định, hydro trong đó có thể ở trạng thái trung tính, bị ion hóa (nghĩa là ở dạng plasma) hoặc ở dạng phân tử. Các đám mây trung tính và bị ion hóa đôi khi được gọi là các đám mây khuếch tán, trong khi các đám mây phân tử được gọi là các đám mây dày đặc.

Phân tích thành phần của các đám mây giữa các vì sao được thực hiện bằng cách nghiên cứu bức xạ điện từ của chúng bằng kính viễn vọng vô tuyến lớn. Bằng cách kiểm tra phổ phát xạ của đám mây giữa các vì sao và so sánh nó với phổ của các nguyên tố hóa học cụ thể, người ta có thể xác định thành phần hóa học của đám mây.

Thông thường, khoảng 70% khối lượng của đám mây giữa các vì sao là hydro, phần còn lại chủ yếu là helium. Các đám mây cũng chứa dấu vết của các nguyên tố nặng: các kim loại như canxi, trung tính hoặc ở dạng cation Ca+ (90%) và Ca++ (9%), và các hợp chất vô cơ như nước, carbon monoxide, hydrogen sulfide, amoniac và hydro xyanua. .

2 .4 Tia vũ trụ

Tia vũ trụ là các hạt cơ bản và hạt nhân nguyên tử chuyển động với năng lượng cao trong không gian vũ trụ. Nguồn chính (nhưng không phải duy nhất) của chúng là các vụ nổ siêu tân tinh.

Các tia ngoài thiên hà và thiên hà thường được gọi là tia sơ cấp. Các dòng hạt thứ cấp đi qua và biến đổi trong bầu khí quyển Trái đất thường được gọi là thứ cấp.

Tia vũ trụ là một thành phần của bức xạ tự nhiên (bức xạ nền) trên bề mặt Trái đất và trong khí quyển.

Phổ hóa học của tia vũ trụ, tính theo năng lượng trên mỗi nucleon, bao gồm hơn 94% proton và 4% hạt nhân helium (hạt alpha) khác. Ngoài ra còn có hạt nhân của các nguyên tố khác, nhưng tỷ trọng của chúng nhỏ hơn nhiều.

Theo số lượng hạt, tia vũ trụ bao gồm 90% proton, 7% hạt nhân helium, khoảng 1% nguyên tố nặng hơn và khoảng 1% electron.

2 .5 Từ trường giữa các vì sao

Các hạt chuyển động trong từ trường yếu của không gian giữa các vì sao, cảm ứng của nó nhỏ hơn khoảng một trăm nghìn lần so với từ trường Trái đất. Từ trường giữa các vì sao, tác dụng lên các hạt tích điện với một lực tùy thuộc vào năng lượng của chúng, làm “làm xáo trộn” quỹ đạo của các hạt và chúng liên tục thay đổi hướng chuyển động trong Thiên hà. Các hạt tích điện bay trong từ trường giữa các vì sao bị lệch khỏi quỹ đạo thẳng dưới tác dụng của lực Lorentz. Quỹ đạo của chúng dường như là “vết thương” trên đường cảm ứng từ.

3. ĐẶC ĐIỂM VẬT LÝ CỦA MZS

· Thiếu cân bằng nhiệt động cục bộ(LTR)- Với Trạng thái của một hệ trong đó các đại lượng vĩ mô của hệ này (nhiệt độ, áp suất, thể tích, entropy) không thay đổi theo thời gian trong các điều kiện cách ly với môi trường.

· Mất ổn định nhiệt

Điều kiện cân bằng nhiệt có thể không được thỏa mãn chút nào. Có một từ trường ngăn cản sự nén trừ khi nó xảy ra dọc theo các đường sức. Thứ hai, môi trường giữa các vì sao chuyển động liên tục và các tính chất cục bộ của nó liên tục thay đổi, các nguồn năng lượng mới xuất hiện trong đó và các nguồn năng lượng cũ biến mất. Thứ ba, ngoài sự mất ổn định nhiệt động còn có sự mất ổn định về trọng lực và từ thủy động lực. Và điều này không tính đến bất kỳ loại thảm họa nào dưới dạng vụ nổ siêu tân tinh, ảnh hưởng thủy triều truyền qua các thiên hà lân cận hoặc sự di chuyển của khí qua các nhánh xoắn ốc của Thiên hà.

· Đường cấm và đường 21 cm

Đặc điểm nổi bật của môi trường mỏng về mặt quang học là bức xạ ở đường cấm. Các đường bị cấm là những đường bị cấm bởi các quy tắc lựa chọn, nghĩa là chúng bắt nguồn từ các mức siêu bền (cân bằng gần ổn định). Tuổi thọ đặc trưng của electron ở mức này là từ s đến vài ngày. Ở nồng độ cao của các hạt, sự va chạm của chúng sẽ loại bỏ sự kích thích và các vạch không được quan sát thấy do quá yếu. Ở mật độ thấp, cường độ dòng không phụ thuộc vào xác suất chuyển tiếp, vì xác suất thấp được bù đắp bởi một số lượng lớn nguyên tử ở trạng thái siêu bền. Nếu không có LTE, thì mức năng lượng phải được tính toán từ sự cân bằng của các quá trình kích thích và hủy kích hoạt cơ bản.

Tuyến cấm quan trọng nhất của MZS là liên kết vô tuyến hydro nguyên tử 21cm. Đường này xuất hiện trong quá trình chuyển đổi giữa các cấp dưới của cấu trúc siêu mịn của cấp độ hydro, liên quan đến sự hiện diện của spin trong electron và proton. Xác suất của quá trình chuyển đổi này (Tức là 1 lần trong 11 triệu năm).

Các nghiên cứu về đường vô tuyến 21 cm đã cho phép xác định rằng hydro trung tính trong thiên hà chủ yếu được chứa trong một lớp rất mỏng, dày 400 pc gần mặt phẳng của Thiên hà.

· Từ trường đóng băng.

Sự đóng băng của từ trường có nghĩa là sự bảo toàn từ thông qua bất kỳ mạch dẫn kín nào trong quá trình biến dạng của nó. Trong điều kiện phòng thí nghiệm, từ thông có thể được coi là bảo toàn trong môi trường có độ dẫn điện cao. Trong giới hạn độ dẫn điện vô hạn, một điện trường nhỏ vô hạn sẽ làm cho dòng điện tăng đến giá trị vô hạn. Do đó, một dây dẫn lý tưởng không được cắt các đường sức từ và do đó kích thích một điện trường, mà ngược lại, phải mang theo các đường sức từ; từ trường dường như bị đóng băng trong dây dẫn.

Plasma trong không gian thực không còn lý tưởng nữa, và hiện tượng đóng băng nên được hiểu theo nghĩa là phải mất một thời gian rất dài để thay đổi dòng chảy qua mạch. Trong thực tế, điều này có nghĩa là chúng ta có thể coi trường là hằng số trong khi đám mây bị nén, quay, v.v.

4. Tinh vân

Tinh vân- một phần của môi trường giữa các vì sao nổi bật do bức xạ hoặc sự hấp thụ bức xạ của nó so với nền chung của bầu trời. Tinh vân bao gồm bụi, khí và plasma.

Đặc điểm chính được sử dụng trong việc phân loại tinh vân là sự hấp thụ, phát xạ hoặc tán xạ ánh sáng của chúng, nghĩa là theo tiêu chí này, tinh vân được chia thành vùng tối và vùng sáng.

Sự phân chia tinh vân thành khí và bụi phần lớn là tùy ý: tất cả các tinh vân đều chứa cả bụi và khí. Sự phân chia này được xác định về mặt lịch sử bằng nhiều phương pháp quan sát và cơ chế bức xạ khác nhau: sự hiện diện của bụi được quan sát rõ ràng nhất khi tinh vân tối hấp thụ bức xạ từ các nguồn nằm phía sau chúng và khi bức xạ từ các ngôi sao gần đó hoặc trong chính tinh vân bị phản xạ, phân tán hoặc phản xạ lại. -phát ra từ bụi chứa trong tinh vân; Bức xạ nội tại của thành phần khí của tinh vân được quan sát thấy khi nó bị ion hóa bởi bức xạ cực tím từ một ngôi sao nóng nằm trong tinh vân (vùng phát xạ của hydro bị ion hóa H II xung quanh các liên kết sao hoặc tinh vân hành tinh) hoặc khi môi trường giữa các vì sao bị đốt nóng bởi sóng xung kích do vụ nổ siêu tân tinh hoặc ảnh hưởng của gió sao mạnh mẽ của các sao loại Sói -- Raye.

4 .1 Khuếch tán(ánh sáng)tinh vân

Tinh vân khuếch tán (ánh sáng) là một thuật ngữ chung trong thiên văn học dùng để chỉ các tinh vân phát ra ánh sáng. Ba loại tinh vân khuếch tán là tinh vân phản xạ, tinh vân phát xạ (trong đó các vùng tiền hành tinh, hành tinh và H II là các biến thể) và tàn dư siêu tân tinh.

· Tinh vân phản chiếu

Quang phổ của tinh vân phản xạ giống như quang phổ của ngôi sao chiếu sáng nó. Các hạt cực nhỏ chịu trách nhiệm tán xạ ánh sáng bao gồm các hạt carbon (đôi khi được gọi là bụi kim cương), cũng như các hạt sắt và niken. Hai cái cuối cùng tương tác với từ trường thiên hà, và do đó ánh sáng phản xạ bị phân cực nhẹ.

Tinh vân phản xạ thường có tông màu xanh lam vì ánh sáng xanh lam bị phân tán hiệu quả hơn ánh sáng đỏ (điều này phần nào giải thích cho màu xanh lam của bầu trời).

Hiện tại, người ta đã biết khoảng 500 tinh vân phản chiếu, trong số đó nổi tiếng nhất là xung quanh Pleiades (cụm sao). Ngôi sao khổng lồ màu đỏ (lớp quang phổ M1) Antares được bao quanh bởi một tinh vân phản chiếu lớn màu đỏ. Tinh vân phản xạ cũng phổ biến ở các vị trí hình thành sao.

Năm 1922, Hubble công bố kết quả nghiên cứu một số tinh vân sáng. Trong công trình này, Hubble đã rút ra định luật độ sáng cho tinh vân phản xạ, định luật này thiết lập mối quan hệ giữa kích thước góc của tinh vân ( R) và độ lớn biểu kiến của ngôi sao phát sáng ( tôi):

trong đó là hằng số tùy thuộc vào độ nhạy của phép đo.

· Tinh vân phát xạ

Tinh vân phát xạ là một đám mây khí ion hóa (plasma) phát ra dải màu khả kiến của quang phổ. Sự ion hóa xảy ra do các photon năng lượng cao phát ra từ một ngôi sao nóng gần đó. Có một số loại tinh vân phát xạ. Trong số đó có vùng H II, trong đó các ngôi sao mới được hình thành và nguồn photon ion hóa là các ngôi sao trẻ, nặng, cũng như các ngôi sao trẻ. tinh vân hành tinh, trong đó một ngôi sao sắp chết đã bong ra khỏi các lớp trên của nó và lõi nóng lộ ra sẽ ion hóa chúng.

Hành tinhtôisương mù đentôitính chất-- một vật thể thiên văn bao gồm một lớp khí bị ion hóa và một ngôi sao trung tâm, một sao lùn trắng. Tinh vân hành tinh được hình thành khi các lớp (vỏ) bên ngoài của sao khổng lồ đỏ và siêu khổng lồ có khối lượng bằng 2,5-8 khối lượng mặt trời bị bong ra ở giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa. Tinh vân hành tinh là một hiện tượng chuyển động nhanh (theo tiêu chuẩn thiên văn học), chỉ kéo dài vài chục nghìn năm, với tuổi thọ của ngôi sao tổ tiên là vài tỷ năm. Hiện tại, có khoảng 1.500 tinh vân hành tinh được biết đến trong thiên hà của chúng ta.

Quá trình hình thành tinh vân hành tinh cùng với các vụ nổ siêu tân tinh đóng vai trò quan trọng trong quá trình tiến hóa hóa học của các thiên hà, phóng vào không gian giữa các vì sao vật chất được làm giàu bằng các nguyên tố nặng - sản phẩm của quá trình tổng hợp hạt nhân sao (trong thiên văn học, mọi nguyên tố đều được coi là nặng, với ngoại trừ các sản phẩm của quá trình tổng hợp hạt nhân sơ cấp của Vụ nổ lớn - hydro và heli, như carbon, nitơ, oxy và canxi).

Trong những năm gần đây, với sự trợ giúp của các hình ảnh thu được từ Kính viễn vọng Không gian Hubble, người ta có thể phát hiện ra rằng nhiều tinh vân hành tinh có cấu trúc rất phức tạp và độc đáo. Mặc dù khoảng một phần năm trong số chúng có dạng hình cầu, nhưng phần lớn không có bất kỳ sự đối xứng hình cầu nào. Cho đến nay, các cơ chế tạo ra nhiều dạng khác nhau như vậy vẫn chưa được hiểu đầy đủ. Người ta tin rằng sự tương tác giữa gió sao và các sao đôi, từ trường và môi trường giữa các vì sao có thể đóng một vai trò lớn trong việc này.

Tinh vân hành tinh chủ yếu là những vật thể mờ và thường không thể nhìn thấy bằng mắt thường. Tinh vân hành tinh đầu tiên được phát hiện là tinh vân quả tạ trong chòm sao Chanterelle.

Bản chất bất thường của tinh vân hành tinh được phát hiện vào giữa thế kỷ 19, khi bắt đầu sử dụng quang phổ trong quan sát. William Huggins trở thành nhà thiên văn học đầu tiên thu được quang phổ của tinh vân hành tinh - những vật thể nổi bật vì sự khác thường của chúng. Khi Huggins nghiên cứu quang phổ của tinh vân N.G.C.6543 (Mắt mèo), M27 (Quả Tạ), M57 (Tinh vân vòng Lyra) và một số ngôi sao khác, hóa ra quang phổ của chúng cực kỳ khác so với quang phổ của các ngôi sao: tất cả quang phổ của các ngôi sao thu được vào thời điểm đó đều là quang phổ hấp thụ (phổ liên tục với số lượng lớn các vạch tối), trong khi quang phổ của các ngôi sao thu được vào thời điểm đó đều là quang phổ hấp thụ. tinh vân hành tinh hóa ra là quang phổ phát xạ với một số lượng nhỏ vạch phát xạ, điều này cho thấy bản chất của chúng về cơ bản khác với bản chất của các ngôi sao.

Tinh vân hành tinh đại diện cho giai đoạn tiến hóa cuối cùng của nhiều ngôi sao. Một tinh vân hành tinh điển hình có phạm vi trung bình là một năm ánh sáng và bao gồm khí rất hiếm với mật độ khoảng 1000 hạt trên cm3, không đáng kể so với mật độ của khí quyển Trái đất, chẳng hạn, nhưng khoảng 10-100. lớn hơn mật độ của không gian liên hành tinh ở khoảng cách từ quỹ đạo Trái đất đến Mặt trời. Tinh vân hành tinh trẻ có mật độ cao nhất, có khi đạt tới 106 hạt/cm3. Khi tinh vân già đi, sự giãn nở của chúng khiến mật độ của chúng giảm đi. Hầu hết các tinh vân hành tinh đều có hình dạng đối xứng và gần như hình cầu, điều này không ngăn cản chúng có nhiều hình dạng rất phức tạp. Khoảng 10% tinh vân hành tinh thực tế là lưỡng cực và chỉ một số nhỏ là không đối xứng. Thậm chí người ta còn biết đến tinh vân hành tinh hình chữ nhật.

Tinh vân tiền hành tinh là một vật thể thiên văn tồn tại trong thời gian ngắn giữa thời điểm một ngôi sao có khối lượng trung bình (1-8 khối lượng mặt trời) rời khỏi nhánh khổng lồ tiệm cận (AGB) và pha tinh vân hành tinh (PN) tiếp theo. Tinh vân tiền hành tinh tỏa sáng chủ yếu ở vùng hồng ngoại và là một loại phụ của tinh vân phản xạ.

Vùng đấtHII- Đây là đám mây khí nóng và plasma, có đường kính lên tới vài trăm năm ánh sáng, là khu vực hình thành sao hoạt động. Ở khu vực này, những ngôi sao trẻ, nóng, màu trắng xanh được sinh ra, phát ra nhiều tia cực tím, từ đó làm ion hóa tinh vân xung quanh.

Vùng H II có thể sinh ra hàng ngàn ngôi sao chỉ trong vài triệu năm. Cuối cùng, các vụ nổ siêu tân tinh và gió sao mạnh từ những ngôi sao lớn nhất trong cụm sao tạo thành sẽ phân tán khí trong khu vực và nó trở thành một nhóm giống như Pleiades.

Những vùng này có tên như vậy vì có một lượng lớn hydro nguyên tử bị ion hóa, được các nhà thiên văn học gọi là H II (vùng HI là vùng của hydro trung tính và H 2 là viết tắt của hydro phân tử). Chúng có thể được nhìn thấy ở những khoảng cách đáng kể trong khắp Vũ trụ và việc nghiên cứu những khu vực như vậy nằm trong các thiên hà khác là rất quan trọng để xác định khoảng cách đến thiên hà sau cũng như thành phần hóa học của chúng.

Ví dụ là Tinh vân Carina, Tinh vân Tarantula,N.G.C. 604 , hình thang của Orion, Vòng lặp Barnard.

· Tàn dư siêu tân tinh

Tàn dư siêu tân tinh(Tiếng Anh) S phía trênN trứng R còn sót lại, SNR ) là sự hình thành khí và bụi, kết quả của vụ nổ thảm khốc của một ngôi sao xảy ra cách đây hàng chục hoặc hàng trăm năm và sự biến đổi của nó thành siêu tân tinh. Trong vụ nổ, lớp vỏ siêu tân tinh phân tán ra mọi hướng, tạo thành sóng xung kích mở rộng với tốc độ cực lớn, tạo thành tàn dư siêu tân tinh. Phần còn lại bao gồm vật chất sao bị đẩy ra bởi vụ nổ và vật chất giữa các vì sao bị hấp thụ bởi sóng xung kích.

Có lẽ tàn dư siêu tân tinh trẻ đẹp nhất và được nghiên cứu kỹ lưỡng nhất SN 1987 MỘT trong Đám mây Magellan Lớn, phát nổ năm 1987. Những tàn dư siêu tân tinh nổi tiếng khác là Tinh vân Con Cua, tàn dư của một vụ nổ tương đối gần đây (1054), tàn dư siêu tân tinh Im lặng (SN 1572) , được đặt theo tên của Tycho Brahe, người đã quan sát và ghi lại độ sáng ban đầu của nó ngay sau vụ cháy năm 1572, cũng như phần còn lại Siêu tân tinh Kepler (SN 1604) , được đặt theo tên của Johannes Kepler.

4 .2 Tinh vân tối

Tinh vân tối là một loại đám mây liên sao dày đặc đến mức nó hấp thụ ánh sáng khả kiến phát ra từ các tinh vân phát xạ hoặc phản xạ (chẳng hạn như , Tinh vân Đầu Ngựa) hoặc các ngôi sao (ví dụ: Tinh vân Coalsack) nằm phía sau cô ấy.

Ánh sáng bị hấp thụ bởi các hạt bụi liên sao nằm ở phần lạnh nhất và dày đặc nhất của các đám mây phân tử. Các cụm và phức hợp lớn của tinh vân tối có liên quan đến các đám mây phân tử khổng lồ (GMC). Các tinh vân tối cô lập thường là các hạt Bok.

Những đám mây như vậy có hình dạng rất bất thường: chúng không có ranh giới xác định rõ ràng, đôi khi chúng có hình dạng xoắn, ngoằn ngoèo. Các tinh vân tối lớn nhất có thể nhìn thấy được bằng mắt thường, trông giống như những mảnh đen trên nền Dải Ngân hà sáng chói.

Các quá trình hoạt động thường xảy ra bên trong tinh vân tối, chẳng hạn như sự hình thành sao hoặc phát xạ maser.

5. SỰ BỨC XẠ

Gió sao-- quá trình dòng vật chất thoát ra từ các ngôi sao vào không gian giữa các vì sao.

Vật chất cấu tạo nên các ngôi sao, dưới những điều kiện nhất định, có thể vượt qua lực hấp dẫn của chúng và bị đẩy vào không gian giữa các vì sao. Điều này xảy ra khi một hạt trong khí quyển của một ngôi sao tăng tốc đến tốc độ vượt quá vận tốc thoát thứ hai đối với một ngôi sao nhất định. Trên thực tế, tốc độ của các hạt tạo nên gió sao là hàng trăm km/giây.

Gió sao có thể chứa cả hạt tích điện và hạt trung tính.

Gió sao là một quá trình xảy ra liên tục dẫn đến sự giảm khối lượng của một ngôi sao. Về mặt định lượng, quá trình này có thể được mô tả bằng lượng (khối lượng) vật chất mà một ngôi sao mất đi trong một đơn vị thời gian.

Gió sao có thể đóng một vai trò quan trọng trong quá trình tiến hóa sao: vì quá trình này dẫn đến sự giảm khối lượng của ngôi sao nên tuổi thọ của ngôi sao phụ thuộc vào cường độ của nó.

Gió sao là phương tiện vận chuyển vật chất đi những khoảng cách đáng kể trong không gian. Ngoài việc bản thân nó bao gồm vật chất chảy từ các ngôi sao, nó có thể tác động đến vật chất giữa các vì sao xung quanh, truyền một phần động năng của nó sang nó. Do đó, hình dạng “Bong bóng” của tinh vân phát xạ NGC 7635 được hình thành do một vụ va chạm như vậy.

Trong trường hợp có dòng vật chất thoát ra từ một số ngôi sao gần đó, được bổ sung bởi ảnh hưởng của bức xạ từ những ngôi sao này, sự ngưng tụ của vật chất giữa các vì sao có thể xảy ra, sau đó là sự hình thành sao.

Với một cơn gió sao đang hoạt động, lượng vật chất bị đẩy ra có thể đủ để tạo thành tinh vân hành tinh.

6. SỰ PHÁT TRIỂN CỦA TRUNG TÂM GIỮA CÁC NGÔI SAO

Sự tiến hóa của môi trường giữa các vì sao, hay chính xác hơn là khí giữa các vì sao, có liên quan chặt chẽ đến quá trình tiến hóa hóa học của toàn bộ Thiên hà. Có vẻ như mọi thứ đều đơn giản: các ngôi sao hấp thụ khí, sau đó ném nó trở lại, làm giàu nó bằng các sản phẩm đốt hạt nhân - các nguyên tố nặng - do đó tính kim loại sẽ tăng dần.

Lý thuyết Vụ nổ lớn dự đoán rằng trong quá trình tổng hợp hạt nhân nguyên thủy, hydro, heli, deuterium, lithium và các hạt nhân nhẹ khác được hình thành, chúng tách ra ở giai đoạn Hayashi hoặc giai đoạn tiền sao. Nói cách khác, chúng ta nên quan sát các sao lùn G tồn tại lâu dài với độ kim loại bằng 0. Nhưng không ai trong số chúng được tìm thấy trong Thiên hà; hơn nữa, hầu hết chúng đều có tính kim loại gần giống như mặt trời. Dựa trên bằng chứng gián tiếp, có thể đánh giá rằng điều gì đó tương tự đang xảy ra ở các thiên hà khác. Hiện tại, vấn đề vẫn còn bỏ ngỏ và đang chờ giải pháp.

Không có bụi trong khí liên sao nguyên thủy. Như người ta tin hiện nay, các hạt bụi hình thành trên bề mặt của những ngôi sao già, lạnh và để lại nó cùng với vật chất đang chảy ra.

PHẦN KẾT LUẬN

Nghiên cứu về một hệ thống phức tạp như “các ngôi sao - môi trường giữa các vì sao” hóa ra là một nhiệm vụ vật lý thiên văn rất khó khăn, đặc biệt khi xét đến tổng khối lượng của môi trường giữa các vì sao trong Thiên hà và thành phần hóa học của nó thay đổi chậm dưới tác động của nhiều yếu tố khác nhau. Do đó, chúng ta có thể nói rằng toàn bộ lịch sử của hệ sao của chúng ta, kéo dài hàng tỷ năm, được phản ánh trong môi trường giữa các vì sao.

DANH MỤC NGUỒN

1) Tài liệu lấy từ trang www.wikipedia.org

2) Tài liệu lấy từ trang web www.krugosvet.ru

3) Tài liệu lấy từ trang www.bse.sci-lib.com

4) Tài liệu lấy từ trang web www.dic.academic.ru

Đăng trên Allbest.ru

Tài liệu tương tự

Tinh vân là một phần của môi trường giữa các vì sao, được phân biệt bởi bức xạ hoặc sự hấp thụ bức xạ của nó so với nền chung của bầu trời, các dạng và dạng của nó: phát xạ, tàn dư siêu tân tinh. Lịch sử hình thành và phát triển của một số tinh vân: Đại bàng, Đồng hồ cát.

trình bày, thêm vào ngày 11/10/2012

Bụi, khí và plasma là thành phần chính của tinh vân. Phân loại tinh vân, đặc điểm của các loại chính của chúng. Đặc điểm cấu trúc của tinh vân khuếch tán, phản xạ, phát xạ, tối và hành tinh. Sự hình thành tàn dư siêu tân tinh.

trình bày, được thêm vào ngày 20/12/2015

Mô tả hiện tượng tinh vân và hoạt động của mặt trời. Nghiên cứu các tia thiên hà, mặt trời và vũ trụ, phương pháp đăng ký của chúng. Tính chất của từ trường giữa các vì sao. Đặc điểm phân bố không gian của các thiên hà. Những ý tưởng về sự giãn nở của Vũ trụ.

tóm tắt, thêm vào ngày 06/01/2012

Lõi sao là khu vực trung tâm, nhỏ gọn của Thiên hà. Các yếu tố cơ bản của cấu trúc của Thiên hà. Kiểu cụm mở và hình cầu. Đặc điểm của khí liên sao. Khái niệm chung về tinh vân khí nhẹ. Tinh vân hành tinh, tối.

trình bày, thêm vào ngày 28/09/2011

Cosmogony là một khoa học nghiên cứu về nguồn gốc và sự phát triển của các thiên thể. Bản chất của giả thuyết Jeans. Tinh vân, sự ra đời của Mặt trời. Các giai đoạn chính của quá trình biến đổi các hạt tinh vân thành các hành tinh: tập hợp hạt; làm nóng lên; hoạt động núi lửa.

tóm tắt, được thêm vào ngày 20/06/2011

Tàu vũ trụ nghiên cứu tài nguyên thiên nhiên của Trái đất và giám sát môi trường thuộc dòng Resurs-F. Đặc tính kỹ thuật chính của tàu vũ trụ và thiết bị chụp ảnh Resurs-F1. Tàu vũ trụ dành cho y học vũ trụ và sinh học tàu vũ trụ Bion, khoa học vật liệu Photon.

tóm tắt, thêm vào ngày 06/08/2010

Sự tiến hóa của sao là những thay đổi mà một ngôi sao trải qua trong suốt cuộc đời của nó. Phản ứng tổng hợp nhiệt hạch và sự ra đời của các ngôi sao; tinh vân hành tinh, tiền sao. Đặc điểm của các ngôi sao trẻ, sự trưởng thành, những năm tháng sau này, cái chết của chúng. Sao neutron (pulsar), sao lùn trắng, lỗ đen.

trình bày, thêm vào ngày 10/05/2012

Các giai đoạn hình thành của Hệ Mặt Trời. Thành phần môi trường của đĩa tiền hành tinh của Mặt trời, nghiên cứu sự tiến hóa của nó bằng mô hình động lực khí hai chiều bằng số, tương ứng với chuyển động đối xứng trục của môi trường khí trong trường hấp dẫn.

bài tập khóa học, được thêm vào ngày 29/05/2012

Đặc điểm của các ngôi sao. Những ngôi sao ngoài vũ trụ. Ngôi sao là một quả cầu plasma. Động lực của các quá trình sao. Hệ mặt trời. Môi trường giữa các vì sao. Khái niệm về sự tiến hóa của sao. Quá trình hình thành sao. Một ngôi sao như một hệ thống tự điều chỉnh năng động.

tóm tắt, thêm vào ngày 17/10/2008

Hành tinh thứ tám tính từ Mặt trời. Một số thông số của hành tinh Sao Hải Vương. Thành phần hóa học, điều kiện vật lý, cấu trúc, khí quyển. Nhiệt độ các vùng bề mặt. Các vệ tinh của Sao Hải Vương, kích thước, đặc điểm, lịch sử khám phá của chúng. Nhẫn của sao Hải Vương, từ trường.

"Nguồn gốc của các thiên hà và các vì sao" - Vũ trụ hữu hình. Sự hình thành các siêu đám thiên hà. Sự rút lui của các thiên hà. Dải Ngân Hà. Mật độ tới hạn của vũ trụ. Thời đại Hadron. Mật độ của vũ trụ. Hệ mặt trời. Sự mở rộng. Cấu trúc thiên văn. Sự giãn nở của Vũ trụ phát sinh do vụ nổ Big Bang. Tỉ trọng. Sự tổng hợp hạt nhân trong vũ trụ sơ khai.

“Tính chất của các thiên hà” - Các loại thiên hà xoắn ốc. Các thiên hà lùn siêu nhỏ. Các thiên hà không đều. Thiên hà xoắn ốc. Hệ thống liên kết với trọng lực. Đám mây Magellan nhỏ. Tinh vân Andromeda. Thiên hà Seyfert. Thời đại của các thiên hà. Các thiên hà hình elip. Thành phần của các thiên hà xoắn ốc. Đám mây Magellan lớn.

“Thiên hà và các vì sao” - Hố đen. Thời đại của siêu thiên hà. Hướng bắc. Tinh vân Andromeda. Các loại thiên hà. Năng lượng của phản ứng nhiệt hạch. Điện tử. Các giai đoạn tồn tại của các ngôi sao Sự biến đổi. Các thiên hà phân bố không đều. Chất. Các giai đoạn hình thành sao. Chu trình khí. Các khái niệm cơ bản. Thiên hà và các ngôi sao.

“Các loại thiên hà” - Thiên hà. Sự sắp xếp không gian của các thiên hà. Các cụm thiên hà. Các thiên hà không đều. Quasar và quasag. Khoảng cách đến thiên hà. Phân loại âm thoa Hubble. Các thiên hà hình elip. Thiên hà xoắn ốc. Tuyến tính. Những đám mây tiền thiên hà. Các thiên hà xoắn ốc có rào cản. định luật Hubble.

“Thiên hà và Tinh vân” - Thiên hà là một hệ thống các ngôi sao, khí liên sao, bụi và vật chất tối. . Đám mây Magellan lớn và nhỏ. Tinh vân mắt mèo. Tinh vân Tiên Nữ nhìn từ Trái Đất. Tinh vân Chiếc Nhẫn. Tinh vân Andromeda. Galaxy Sombrero. Tinh vân Đầu Ngựa. Hình ảnh kính viễn vọng từ không gian. Đến đầu những năm 1990, số lượng thiên hà không quá 30.

"Các loại thiên hà" - Xử Nữ Một thiên hà có tia nước. Thiên hà không đều NGC1313. Thiên hà vô tuyến NGC5128 (Centaurus A). Galaxy M64 (Mắt). Thiên Hà M101. Thiên hà xoắn ốc NGC2997. Chuẩn tinh 3C273. Thiên hà xoắn ốc M31 là thành viên của Nhóm Địa phương cùng với Dải Ngân hà. Thiên hà xoắn ốc giao nhau NGC 1365. Thiên hà Bánh xe Tương tác.

Tổng cộng có 12 bài thuyết trình

Thành phần của môi trường giữa các vì sao

Thành phần chính của ISM là hydro (~ 70% tổng khối lượng), hiện diện ở nhiều dạng khác nhau: nguyên tử trung tính

hydro, hydro phân tử (H2), hydro bị ion hóa.

Khoảng 28% khối lượng là heli và ~2% là phần của các nguyên tố khác.

Ngoài khí, ISM còn chứa các hạt rắn (bụi). Tỷ lệ khối lượng bụi và khối lượng khí là ~ 0,01.

Mô hình hai pha của môi trường giữa các vì sao

Trong mô hình hai pha đơn giản nhất, trong một phạm vi áp suất nhất định, ISM trung tính chia thành hai pha ổn định (ở trạng thái cân bằng áp suất): pha lạnh dày đặc (“mây”), T ~ 100 K,

n ~ 10 cm-3, và nóng hiếm (“môi trường xen kẽ”), T ~ 104 K, n ~ 0,1 cm-3.

Các thành phần chính của MZS

Giai đoạn

khí vành nhật hoa

Vùng HII mật độ thấp

Môi trường nhiều đám mây

Vùng ấm HI

Mây HI

những đám mây đen

Khu vực HII

Những đám mây phân tử khổng lồ

Maser

sự ngưng tụ

T(K)	n(cm-3)	M (Msun)	L (máy tính)
~ 5·105
~104
~104
~103

	~103			~ 10-5
	~104			~ 3·10-9
~104				~ 10-4
		~ 3·105		~ 3·10-4
	~ 1010		~ 10-5

Cơ chế sưởi ấm và làm mát

Cơ chế sưởi ấm cơ bản

Bức xạ cực tím từ các ngôi sao (photoionization).

Làm nóng bằng sóng xung kích.

Làm nóng thể tích khí bằng bức xạ xuyên thấu và tia vũ trụ

Gia nhiệt thể tích khí bằng bức xạ điện từ cứng (tia X và lượng tử gamma).

Cơ chế làm mát cơ bản

Miễn phí miễn phí(bremsstrahlung) bức xạ

Bức xạ tái hợp

Phát xạ trong vạch phổ

Bức xạ bụi

Ion hóa tác động điện tử

Các tia vũ trụ

Thông lượng tia vũ trụ trong vùng lân cận của Hệ Mặt trời là ~ 1 hạt/cm 2·s. Do đó nồng độ trung bình của các proton nhanh trong môi trường liên sao là ~ 10-10 –10-11 cm-3.

Tia vũ trụ chứa nhiều proton nhất (~ 90% số lượng hạt). Hạt nhân helium chiếm khoảng 7% số lượng hạt. Một đặc điểm của CR là lượng hạt nhân lithium, berili, boron tương đối lớn (~ 0,14%), trong khi ở giữa các vì sao Có rất ít chúng tồn tại trong môi trường bụi khí (~10-6%).

Phổ năng lượng CR có đặc tính định luật lũy thừa, mặc dù chỉ số phổ có thể khác nhau ở các vùng khác nhau. Mật độ năng lượng CR trung bình gần bằng 10-12 erg/cm3.

Rất có thể, các tia vũ trụ được gia tốc trong các vụ nổ siêu tân tinh và (hoặc) trong các ẩn tinh.

Phổ vi sai của các tia vũ trụ trong không gian liên hành tinh gần quỹ đạo Trái đất: 1 - proton; 2 - các hạt tia vũ trụ của thiên hà; 3 - proton từ các tia sáng mặt trời.

Hiển thị để so sánh

quang phổ của proton và hạt

Nguồn gốc của tia vũ trụ

Sự phụ thuộc của dòng tia gamma vào kinh độ thiên hà l theo số liệu quan trắc (đường thẳng đứng) so với kết quả tính toán (đường cong liền nét) dựa trên giả thuyết tàn dư siêu tân tinh là nguồn phát tia vũ trụ chính.

Cơ chế tăng tốc CL

Cơ chế Fermi.

Tương tác giữa hạt và các đám mây liên sao di chuyển cùng với từ trường đóng băng

(chai nam châm). Ùn tắc giao thông đang đến gần với tốc độ U<< V . За одно столкновение частица приобретает скорость 2U , число столкновений в единицу времени V /2L .

			V dL

Cơ chế gia tốc thống kê (trong quá trình chuyển động hỗn loạn của một hạt giữa các đám mây). Trong quá trình va chạm sắp tới với các đám mây, năng lượng của hạt tăng lên và khi va chạm vượt qua, nó giảm đi. Tốc độ tương đối trong các va chạm sắp tới sẽ cao hơn và do đó số lượng các va chạm như vậy sẽ lớn hơn. Khí của các đám mây nặng cân bằng với khí của các hạt. Hướng của quá trình sẽ dẫn đến việc thiết lập sự phân bổ năng lượng đồng đều giữa các đám mây và các hạt. Vai trò của từ trường giảm xuống thành các hạt phản xạ từ các đám mây.

Ban đầu, tinh vân trong thiên văn học là bất kỳ vật thể thiên văn phát sáng mở rộng (khuếch tán) cố định nào, bao gồm các cụm sao hoặc thiên hà bên ngoài Dải Ngân hà, không thể phân giải thành sao. Một số ví dụ về việc sử dụng như vậy vẫn còn tồn tại cho đến ngày nay. Ví dụ, Thiên hà Andromeda đôi khi được gọi là "Tinh vân Andromeda". Do đó, Charles Messier, người đang tích cực tìm kiếm sao chổi, đã biên soạn vào năm 1787 một danh mục các vật thể khuếch tán đứng yên tương tự như sao chổi. Danh mục Messier bao gồm cả các tinh vân và các thiên hà (ví dụ, thiên hà Andromeda M31 đã đề cập ở trên) và các cụm sao hình cầu (cụm M13 Hercules). Khi thiên văn học và độ phân giải của kính thiên văn phát triển, khái niệm “tinh vân” ngày càng trở nên tinh tế hơn: một số “tinh vân” được xác định là cụm sao, tinh vân khí-bụi tối (hấp thụ) được phát hiện, và cuối cùng, trong những năm 1920. đầu tiên là Lundmark, và sau đó là Hubble, đã tìm cách phân giải các vùng ngoại vi của một số thiên hà thành các ngôi sao và từ đó thiết lập bản chất của chúng. Kể từ thời điểm đó, thuật ngữ “tinh vân” đã được sử dụng theo nghĩa trên.

Đặc điểm chính được sử dụng trong việc phân loại tinh vân là sự hấp thụ hoặc phát xạ (tán xạ) ánh sáng của chúng, nghĩa là theo tiêu chí này, tinh vân được chia thành vùng tối và vùng sáng. Cái trước được quan sát thấy do sự hấp thụ bức xạ từ các nguồn nằm phía sau chúng, cái sau do bức xạ của chính chúng hoặc sự phản xạ (tán xạ) ánh sáng từ các ngôi sao gần đó. Bản chất bức xạ của tinh vân ánh sáng, nguồn năng lượng kích thích bức xạ của chúng, phụ thuộc vào nguồn gốc của chúng và có thể có bản chất đa dạng; Thông thường một số cơ chế bức xạ hoạt động trong một tinh vân. Sự phân chia tinh vân thành khí và bụi phần lớn là tùy ý: tất cả các tinh vân đều chứa cả bụi và khí. Sự phân chia này được xác định trong lịch sử bằng nhiều phương pháp quan sát và cơ chế bức xạ khác nhau: sự hiện diện của bụi được quan sát rõ ràng nhất khi bức xạ bị hấp thụ bởi tinh vân tối của các nguồn nằm phía sau chúng và khi bức xạ từ các ngôi sao gần đó hoặc trong chính tinh vân bị phản xạ, phân tán, hoặc được phát xạ lại bởi bụi có trong tinh vân; Sự phát xạ nội tại của thành phần khí của tinh vân được quan sát thấy khi nó bị ion hóa bởi bức xạ cực tím từ một ngôi sao nóng nằm trong tinh vân (vùng phát xạ của hydro bị ion hóa H II xung quanh các liên kết sao hoặc tinh vân hành tinh) hoặc khi môi trường giữa các vì sao bị đốt nóng bởi sóng xung kích do vụ nổ siêu tân tinh hoặc ảnh hưởng của gió sao mạnh mẽ của các sao loại Wolf-Rayet.

Tinh vân tối là những đám mây dày đặc (thường là phân tử) chứa khí liên sao và bụi liên sao mờ đục do bụi hấp thụ ánh sáng giữa các vì sao. Chúng thường được nhìn thấy trên nền các tinh vân sáng. Ít thường xuyên hơn, các tinh vân tối có thể nhìn thấy trực tiếp trên nền của Dải Ngân hà. Đây là Tinh vân Coalsack và nhiều tinh vân nhỏ hơn gọi là các khối cầu khổng lồ. Tinh vân Đầu Ngựa được nhìn thấy bởi Hubble

Sự hấp thụ ánh sáng Av giữa các vì sao trong tinh vân tối rất khác nhau, từ 110 m đến m trong tinh vân dày đặc nhất. Cấu trúc của tinh vân có A v lớn chỉ có thể được nghiên cứu bằng các phương pháp thiên văn vô tuyến và thiên văn học dưới milimet, chủ yếu từ quan sát các vạch vô tuyến phân tử và bức xạ hồng ngoại từ bụi. Thông thường, trong các tinh vân tối, mật độ riêng lẻ từ Av đến m được tìm thấy trong đó các ngôi sao dường như hình thành. Ở những phần tinh vân mờ trong phạm vi quang học, cấu trúc dạng sợi có thể nhìn thấy rõ ràng. Các sợi và độ giãn dài chung của tinh vân có liên quan đến sự hiện diện của từ trường trong chúng, cản trở sự chuyển động của vật chất qua các đường lực và dẫn đến sự phát triển của một số loại mất ổn định từ thủy động lực. Thành phần bụi của vật chất tinh vân có liên quan đến từ trường do thực tế là các hạt bụi mang điện tích.

Tinh vân phản xạ là những đám mây khí và bụi được chiếu sáng bởi các ngôi sao. Nếu (các) ngôi sao ở trong hoặc gần đám mây liên sao, nhưng không đủ nóng để ion hóa một lượng đáng kể hydro liên sao xung quanh nó, thì nguồn bức xạ quang học chính từ tinh vân là ánh sáng sao bị phân tán bởi bụi liên sao. Một ví dụ về tinh vân như vậy là các tinh vân xung quanh các ngôi sao sáng trong cụm Pleiades. Tinh vân phản chiếu Thiên thần nằm ở độ cao 300 pc so với mặt phẳng thiên hà

Hầu hết các tinh vân phản xạ đều nằm gần mặt phẳng của Dải Ngân hà. Trong một số trường hợp, tinh vân phản xạ được quan sát thấy ở các vĩ độ thiên hà cao. Đây là những đám mây khí-bụi (thường là phân tử) có kích thước, hình dạng, mật độ và khối lượng khác nhau, được chiếu sáng bởi bức xạ tổng hợp của các ngôi sao trong đĩa Dải Ngân hà. Chúng khó nghiên cứu vì độ sáng bề mặt rất thấp (thường mờ hơn nhiều so với nền trời). Đôi khi, được chiếu lên hình ảnh của các thiên hà, chúng dẫn đến sự xuất hiện trong ảnh chụp các thiên hà với các chi tiết không tồn tại như đuôi, cầu, v.v. Một số tinh vân phản chiếu có hình dạng giống sao chổi và được gọi là sao chổi. Trong “phần đầu” của một tinh vân như vậy thường có một ngôi sao biến quang thuộc loại T Tauri, ngôi sao này chiếu sáng tinh vân. Những tinh vân như vậy thường có độ sáng thay đổi, theo dõi (với độ trễ trong quá trình truyền ánh sáng) sự biến đổi bức xạ của các ngôi sao chiếu sáng chúng. Kích thước của tinh vân sao chổi thường nhỏ bằng một phần trăm parsec.

Một loại tinh vân phản xạ hiếm gặp được gọi là tiếng vang ánh sáng, được quan sát thấy sau vụ nổ Novaya năm 1901 ở chòm sao Perseus. Ánh sáng rực rỡ của ngôi sao mới chiếu sáng lớp bụi, và trong vài năm người ta quan sát thấy một tinh vân mờ nhạt, lan ra mọi hướng với tốc độ ánh sáng. Ngoài tiếng vang ánh sáng, sau sự bùng nổ của các ngôi sao mới, các tinh vân khí được hình thành, tương tự như tàn tích của vụ nổ siêu tân tinh. Tinh vân phản xạ Merope

Nhiều tinh vân phản xạ có cấu trúc dạng sợi mịn, một hệ thống các sợi gần như song song dày vài phần trăm hoặc phần nghìn Parsec. Nguồn gốc của các sợi có liên quan đến sự mất ổn định của sáo hoặc hoán vị trong tinh vân bị từ trường xuyên qua. Các sợi khí và bụi đẩy các đường sức từ ra xa nhau và thâm nhập vào giữa chúng, tạo thành các sợi mỏng. Nghiên cứu sự phân bố độ sáng và độ phân cực của ánh sáng trên bề mặt tinh vân phản xạ, cũng như đo sự phụ thuộc của các thông số này vào bước sóng, giúp xác lập các tính chất của bụi giữa các vì sao như suất phản chiếu, chỉ số tán xạ, kích thước, hình dạng và hướng của hạt bụi.

Tinh vân bị ion hóa bằng bức xạ là những vùng khí giữa các vì sao bị ion hóa mạnh bởi bức xạ từ các ngôi sao hoặc các nguồn bức xạ ion hóa khác. Đại diện sáng nhất và phổ biến nhất cũng như được nghiên cứu nhiều nhất của các tinh vân như vậy là các vùng hydro bị ion hóa (vùng H II). Trong vùng H II, vật chất gần như bị ion hóa hoàn toàn và bị nung nóng đến nhiệt độ ~10 4 K bởi bức xạ cực tím từ các ngôi sao nằm bên trong chúng. Bên trong vùng HII, tất cả bức xạ của ngôi sao trong dãy Lyman được xử lý thành bức xạ theo các chuỗi phụ, phù hợp với định lý Rosseland. Do đó, trong quang phổ của tinh vân khuếch tán có những vạch rất sáng thuộc dãy Balmer, cũng như vạch Lyman-alpha. Chỉ những vùng H II mật độ thấp hiếm gặp mới bị ion hóa bởi bức xạ sao, gọi là vùng này. khí vành.

Tinh vân bị ion hóa bằng bức xạ cũng xuất hiện xung quanh các nguồn tia X mạnh trong Dải Ngân hà và các thiên hà khác (bao gồm cả nhân thiên hà đang hoạt động và các chuẩn tinh). Chúng thường có đặc điểm là nhiệt độ cao hơn vùng H II và mức độ ion hóa của các nguyên tố nặng cao hơn.Vùng hình thành sao khổng lồ NGC 604.

Một loại tinh vân phát xạ là tinh vân hành tinh, được hình thành bởi các lớp khí quyển sao phía trên; thông thường đây là một lớp vỏ được đẩy ra bởi một ngôi sao khổng lồ. Tinh vân mở rộng và phát sáng trong phạm vi quang học. Tinh vân hành tinh đầu tiên được W. Herschel phát hiện vào khoảng năm 1783 và được đặt tên như vậy vì bề ngoài của chúng giống với các đĩa hành tinh. Tuy nhiên, không phải tất cả các tinh vân hành tinh đều có dạng đĩa: nhiều tinh vân có hình vòng hoặc kéo dài đối xứng dọc theo một hướng nhất định (tinh vân lưỡng cực). Có thể nhận thấy một cấu trúc tinh tế ở dạng tia, hình xoắn ốc và các hạt nhỏ bên trong chúng. Tốc độ giãn nở của tinh vân hành tinh là km/s, đường kính 0,010,1 pc, khối lượng điển hình khoảng 0,1 khối lượng mặt trời, tuổi thọ khoảng 10 nghìn năm. Tinh vân mắt mèo hành tinh.

Sự đa dạng và đa dạng của các nguồn chuyển động siêu âm của vật chất trong môi trường giữa các vì sao dẫn đến số lượng lớn và đa dạng các tinh vân được tạo ra bởi sóng xung kích. Thông thường, những tinh vân như vậy tồn tại trong thời gian ngắn vì chúng biến mất sau khi động năng của khí chuyển động cạn kiệt. Nguồn chính của sóng xung kích mạnh trong môi trường liên sao là các vụ nổ sao, sự phóng ra của các lớp vỏ trong vụ nổ siêu tân tinh và tân tinh, cũng như gió sao. Trong tất cả các trường hợp này, đều có một nguồn điểm phóng ra vật chất (một ngôi sao). Các tinh vân được tạo ra theo cách này có hình dạng giống như một lớp vỏ giãn nở, có hình dạng gần giống hình cầu. Chất phóng ra có tốc độ hàng trăm, hàng nghìn km/s nên nhiệt độ của chất khí phía sau mặt sóng xung kích có thể lên tới hàng triệu, thậm chí hàng tỷ độ.

Khí được nung nóng đến nhiệt độ vài triệu độ phát ra chủ yếu ở dải tia X, cả ở phổ liên tục và các vạch quang phổ. Trong các vạch quang phổ, nó phát sáng rất yếu. Khi sóng xung kích gặp phải sự không đồng nhất trong môi trường giữa các vì sao, nó sẽ bị uốn cong theo mật độ. Sóng xung kích chậm hơn lan truyền bên trong vòng đệm, gây ra bức xạ trong các vạch quang phổ của dải quang học. Kết quả là các sợi sáng có thể nhìn thấy rõ ràng trong ảnh. Mặt trước xung kích chính, nén một khối khí giữa các vì sao, khiến nó chuyển động theo hướng truyền của nó, nhưng ở tốc độ thấp hơn tốc độ của sóng xung kích. Tinh vân Bút chì - Sóng xung kích siêu tân tinh

Các tinh vân sáng nhất được tạo ra bởi sóng xung kích là do các vụ nổ siêu tân tinh gây ra và được gọi là tàn dư siêu tân tinh. Chúng đóng vai trò rất quan trọng trong việc hình thành cấu trúc của khí liên sao. Cùng với các đặc điểm được mô tả, chúng được đặc trưng bởi sự phát xạ vô tuyến phi nhiệt với phổ định luật lũy thừa, gây ra bởi các electron tương đối tính được gia tốc cả trong vụ nổ siêu tân tinh và sau đó bởi sao xung thường còn sót lại sau vụ nổ. Tinh vân liên quan đến vụ nổ tân tinh là tàn tích nhỏ, yếu và tồn tại trong thời gian ngắn của Tinh vân Con Cua của vụ nổ siêu tân tinh 1054 g

Một loại tinh vân khác được tạo ra bởi sóng xung kích có liên quan đến gió sao từ các sao Wolf Rayet. Những ngôi sao này được đặc trưng bởi một cơn gió sao rất mạnh với dòng khối lượng mỗi năm và vận tốc dòng chảy ra là (1 3)×10 3 km/s. Chúng tạo ra các tinh vân có kích thước vài phân tích với các sợi sáng. Không giống như tàn dư của vụ nổ siêu tân tinh, sự phát xạ vô tuyến của các tinh vân này có tính chất nhiệt. Thời gian tồn tại của những tinh vân như vậy bị giới hạn bởi thời gian các ngôi sao ở trong giai đoạn sao Wolf-Rayet và gần 10 5 năm. Tinh vân Mũ bảo hiểm của Thor xung quanh ngôi sao Wolf Rayet

Sóng xung kích có tốc độ thấp hơn phát sinh ở các vùng của môi trường liên sao nơi xảy ra sự hình thành sao. Chúng dẫn đến đốt nóng khí lên hàng trăm và hàng nghìn độ, kích thích cấp độ phân tử, phá hủy một phần phân tử và làm nóng bụi. Những sóng xung kích như vậy có thể nhìn thấy được dưới dạng các tinh vân thon dài phát sáng chủ yếu ở vùng hồng ngoại. Một số tinh vân như vậy đã được phát hiện, chẳng hạn như ở trung tâm hình thành sao gắn liền với Tinh vân Orion. Tinh vân Orion Một khu vực hình thành sao khổng lồ