Атомные процессы и явления в космосе

Найденo 8 статей

Возникновение космической плазмы в процессе эволюции Вселенной

Структурные элементы материи

Космическая плазма

Косми́ческая пла́зма, плазма в космическом пространстве и населяющих его объектах. Возникла в первые микросекунды рождения Вселенной после Большого взрыва и ныне является наиболее распространённым состоянием вещества в природе, составляя 95 % от массы Вселенной (без учёта тёмной материи и тёмной энергии). По свойствам, зависящим от температуры и плотности вещества, и по направлениям исследования космическую плазму можно разделить на следующие виды: кварк-глюонная (ядерная), галактическая (плазма галактик и галактических ядер), звёздная (плазма звёзд и звёздных атмосфер), межпланетная и магнитосферная. Космическая плазма может находиться в равновесном и неравновесном состояниях, может быть идеальной и неидеальной. Космическая плазма удалённых объектов исследуется дистанционными спектральными методами с помощью оптических телескопов, радиотелескопов, внеатмосферных рентгеновских и гамма-телескопов. Прямые измерения параметров космической плазмы в пределах Солнечной системы проводятся с помощью приборов, установленных на ракетах и космических аппаратах.

Галактические объекты

Космическая пыль

Косми́ческая пыль, твёрдые частицы с характерными размерами примерно от 0,001 до 1 мкм (и, возможно, до 100 мкм и более в межпланетной среде и протопланетных дисках), обнаруженные почти во всех астрономических объектах: от Солнечной системы до очень далёких галактик и квазаров. Характеристики пыли (концентрация частиц, химический состав, размер частиц и т. д.) значительно меняются от одного объекта к другому, даже для объектов одного типа. Частицы космической пыли в основном состоят из углеродистых веществ (аморфный углерод, графит) и магниево-железистых силикатов (оливины, пироксены). Наземные и космические дистанционные наблюдения космической пыли охватывают Солнечную систему (межпланетная, околопланетная и кометная пыль, пыль около Солнца), межзвёздную среду нашей Галактики (межзвёздная, околозвёздная и небулярная пыль) и других галактик (внегалактическая пыль), а также очень удалённые объекты (космологическая пыль).

Галактические объекты

Зоны ионизованного водорода

Зо́ны ионизо́ванного водоро́да (зоны H II), участки межзвёздной среды с практически полной (обычно более 99,9 %) ионизацией основного химического элемента – водорода; широко распространённый тип межзвёздных туманностей. Наиболее яркие участки межзвёздной среды. Типичные, т. н. диффузные, зоны ионизованного водорода возникают в результате ионизации межзвёздного газа излучением молодой массивной звезды спектрального класса О или В. Размеры таких зон составляют 1–10 пк; концентрация газа в них 10–104 см–3; температура (7–12) ·103 К. Продолжительность жизни типичной зоны H II не превышает 106 лет. Звёзды ОВ-ассоциаций нередко создают вокруг себя т. н. гигантские зоны H II (размером 100–300 пк). Звёзды, расположенные вне межзвёздных облаков, создают протяжённые зоны H II низкой плотности Также в областях звездообразования возникают компактные и ультракомпактные зоны H II. Зоны ионизованного водорода излучают в основном в спектральных линиях водорода и запрещённых линиях других элементов в ультрафиолетовом (УФ), оптическом и инфракрасном диапазонах. Имеется и слабый непрерывный спектр, тянущийся от УФ- до радиодиапазона.

Галактические объекты

Межзвёздный газ

Межзвёздный газ, основной компонент межзвёздной среды, составляющий около 99 % её массы. Состоит из нейтральных атомов, молекул, атомарных и молекулярных ионов и свободных электронов. Распространённость химических элементов в межзвёздном газе примерно такая же, как в атмосфере Солнца и других звёзд: около 70 % по массе составляет водород, около 28 % – гелий. На все более тяжёлые элементы приходится не более нескольких процентов массы. Межзвёздный газ имеет очень низкую среднюю концентрацию и плотность т. е. и крайне неоднороден по температуре и плотности. В спиральных и неправильных галактиках основная часть межзвёздного газа сосредоточена в тонком слое (толщиной 150–800 пк) в дисках. Примерно половина массы межзвёздного газа находится в относительно холодных и плотных молекулярных облаках и облаках атомарного водорода. Около половины объёма слоя межзвёздного газа в диске Галактики занимает т. н. корональный газ Основная часть объёма гало Галактики занята горячим и очень разреженным, сильно ионизованным газом, в котором наблюдаются облака атомарного водорода, движущиеся преимущественно к галактической плоскости.

Галактические объекты

Межзвёздная пыль

Межзвёздная пыль, твёрдые частицы характерного размера примерно от 0,001 до 1 мкм, находящиеся в межзвёздной среде; наиболее изученный компонент космической пыли. Межзвёздная пыль играет заметную роль в различных физических процессах, взаимодействуя с межзвёздным газом, электромагнитным излучением, космическими лучами и межзвёздными магнитными полями. В Галактике пространственные распределения межзвёздных пыли и газа коррелируют, а соотношение пыли и газа по массе в среднем составляет 0,7 %, изменяясь от ≈0,4 % до ≈1 %. Наблюдательные проявления межзвёздной пыли – межзвёздное поглощение света, межзвёздная поляризация излучения, рассеянное излучение, ИК-излучение в непрерывном спектре и ИК-полосах. Излучение, рассеянное межзвёздной пылью, проявляется в виде свечения некоторых туманностей или увеличенного свечения фона неба в области галактического экватора (диффузный галактический свет). ИК-излучение практически всех космических объектов представляет собой излучение нагретой пыли. Температура пылинок составляет 10–30 К в межзвёздных облаках, 50–200 К в областях H II и 100–1000 К в околозвёздных оболочках. Пылинки в основном состоят из C, O, Mg, Si и Fe, причём последние 3 элемента в межзвёздной среде почти полностью находятся в твёрдой фазе.

Природные процессы, явления внутри небесных тел или в космическом пространстве

Космические лучи

Косми́ческие лучи́, потоки заряженных частиц высокой энергии, которые приходят к Земле со всех сторон из космического пространства и постоянно бомбардируют её атмосферу. В составе космических лучей (КЛ) преобладают ядра атомов водорода (протоны) и гелия (альфа-частицы) – около 85 и 10 % соответственно. В небольшом количестве присутствуют более тяжёлые ядра (вплоть до ядер с зарядовым числом ) – их доля не превышает примерно 5 %. Небольшую часть КЛ составляют электроны и позитроны (менее 1 %).

Каскад вторичных частиц в атмосфере Земли

Галактические объекты

Планетарные туманности

Планета́рные тума́нности, огромные ионизованные газовые оболочки, окружающие горячую компактную звезду. Оболочка сбрасывается звездой на поздней стадии её эволюции (на стадии красного гиганта), после чего звезда превращается в белый карлик. Своё название планетарные туманности получили вследствие сходства с изображениями планет – светящимися дисками. Общие свойства структуры планетарных туманностей – симметрия и форма эллипса в первом приближении; максимум яркости в двух точках, симметричных относительно центральной звезды; понижение яркости вблизи центра. Средняя масса планетарных туманностей составляет 0,3 массы Солнца. Диапазон плотности планетарных туманностей значителен: от менее 102 до 105 электронов в 1 см3. Электронная температура газа лежит в интервале 8–17 тыс. К. Время жизни планетарной туманности – около 25 тыс. лет: туманность расширяется со скоростью 20–30 км/c, её плотность уменьшается, свечение ослабевает и, наконец, плотность туманности становится такой же, как плотность окружающей межзвёздной среды, – туманность исчезает, обогатив среду продуктами синтеза химических элементов.

Внегалактические объекты

Реликтовое излучение

Рели́ктовое излуче́ние, космическое электромагнитное излучение, имеющее спектр абсолютно чёрного тела с температурой . Даёт основной вклад в интенсивность фонового излучения Вселенной в диапазоне сантиметровых, миллиметровых и субмиллиметровых длин волн; характеризуется высокой степенью изотропии (интенсивность одинакова во всех направлениях с точностью 10–5). Открытие реликтового излучения подтвердило теорию горячей Вселенной. Согласно этой теории, реликтовое излучение образовалось на ранней стадии эволюции Вселенной, когда произошла рекомбинация протонов и электронов с образованием электрически нейтральных атомов водорода, после чего электромагнитное излучение стало распространяться во Вселенной почти свободно. В ходе последующего расширения Вселенной температура излучения продолжала падать с сохранением планковского спектра. Реликтовое излучение обладает слабой анизотропией и частичной поляризацией, измерение которых позволяет определять значения космологических параметров и делать некоторые выводы о ранних стадиях эволюции Вселенной, в частности о свойствах первичных возмущений.

Карта анизотропии реликтового излучения по данным обсерватории WMAP