#Объекты межзвёздной средыОбъекты межзвёздной средыИсследуйте Области знанийУ нас представлены тысячи статейТегОбъекты межзвёздной средыОбъекты межзвёздной средыНайденo 10 статейГалактические объектыГалактические объекты Космическая пыльКосми́ческая 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 водородаЗо́ны 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.Природные процессы, явления внутри небесных тел или в космическом пространстве ЗвездообразованиеЗвездообразова́ние, процесс рождения звёзд из галактических газа и пыли. Этим термином обозначают 2 вида процессов, различающихся масштабами: образование отдельных звёзд и кратных звёздных систем, а также массовое образование звёзд в галактиках. Процесс образования звезды начинается со сжатия холодного и очень плотного ядра межзвёздного газово-пылевого облака вследствие гравитационной неустойчивости. В центральной части ядра при достижении высокой плотности и последующем повышении температуры появляется протозвезда, окружённая непрозрачной оболочкой, продолжающей падать на звезду. Масса такой протозвезды, а также её температура и светимость возрастают, и звезда начинает активно воздействовать на падающее вещество, останавливая его дальнейшее падение. Из части вещества оболочки образуется вращающийся диск, дальнейшая эволюция которого может привести к образованию планетной системы. Если исходный сгусток вращался слишком быстро, из него путём деления может образоваться двойная или кратная звёздная система. По-видимому, почти все звёзды рождаются двойными или кратными. В нашей Галактике в современную эпоху образуется в год несколько звёзд общей массой около 4 масс Солнца. В галактиках со вспышками звездообразования (через такую стадию проходят, вероятно, многие галактики) эта величина в десятки раз выше.Галактические объекты Остатки вспышек сверхновыхОста́тки вспы́шек сверхно́вых, туманности, возникающие после взрывов сверхновых звёзд. Они состоят из выброшенного взрывом вещества звезды и поглощённого («сгребённого») ударной волной межзвёздного вещества. Их эволюция определяется взаимодействием выброшенного при взрыве сверхновой вещества с окружающей межзвёздной средой. Наиболее известные и хорошо изученные их представители в нашей Галактике – Крабовидная туманность, Кассиопея A, остатки вспышек сверхновых Тихо Браге и Кеплера. Остатки вспышек сверхновых играют важную роль в эволюции межзвёздной среды: они нагревают её, перемешивают и обогащают тяжёлыми химическими элементами. На фронте ударной волны происходит ускорение заряженных частиц – возникают космические лучи сверхвысоких энергий. Столкновение расширяющихся остатков вспышек сверхновых с плотными газово-пылевыми облаками может инициировать процесс звездообразования.Галактические объекты Межзвёздный газМежзвёздный 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 пыльМежзвёздная 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.Галактические объекты Межзвёздная средаМежзвёздная среда́, очень разреженная среда, заполняющая пространство между звёздами внутри галактик. Наблюдается во всех диапазонах электромагнитного спектра (от радио- до гамма-диапазона). Межзвёздная среда влияет на эволюцию галактик и определяет проявление активности их ядер. Основные компоненты межзвёздной среды – межзвёздный газ (около 99 % массы); межзвёздная пыль (около 1 %), равномерно перемешанная с газом; галактические космические лучи, межзвёздные магнитные поля, диффузное электромагнитное излучение. Все компоненты межзвёздной среды взаимосвязаны. На межзвёздную среду приходится 1–10 % массы спиральных галактик, < 0,1 % массы эллиптических галактик и до 50 % массы неправильных галактик (без учёта тёмной материи). В межзвёздной среде преобладают водород (около 90 % по числу атомов) и гелий (около 10 %). Все другие химические элементы обычно составляют 2–4 % массы, но в некоторых неправильных галактиках их доля намного меньше (до 0,001 % по массе).Галактические объекты Планетарные туманностиПланета́рные 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.Галактические объекты Глобулы (в астрономии)Гло́булы, непрозрачные газово-пылевые облака в межзвёздном пространстве, которые выглядят как тёмные пятна округлой или неправильной формы, как правило с резкими границами, наблюдаемые на фоне звёзд Млечного Пути или светящихся газовых туманностей. Масса глобул составляет от одной до нескольких десятков масс Солнца, характерный размер – порядка одного светового года, хотя наблюдаются и более мелкие маломассивные глобулы – вплоть до размеров в сотни астрономических единиц. Глобулы – одни из самых холодных газовых образований: их температура не превышает 20–30 К. Основная масса газа в глобулах представляет собой смесь молекулярного водорода и гелия. Масса пыли примерно в 100 раз меньше, чем масса газа, но именно пыль обеспечивает непрозрачность глобул, из-за которой они видны как тёмные пятна.Галактические объекты Галактические туманностиГалакти́ческие тума́нности, области газово-пылевой межзвёздной среды Галактики, которые выделяются на небе как светлые пятна неровной формы (светлые диффузные туманности) или тёмные пятна небольшого углового размера на более светлом фоне (тёмные туманности). Размеры туманностей лежат в широких пределах – от долей светового года до сотен световых лет. Их природа различна. Светлые туманности делятся на два типа: эмиссионные и отражательные. К эмиссионным туманностям относятся, в частности, области ионизованного водорода (самый распространённый тип), остатки вспышек сверхновых и планетарные туманности. Последние два вида туманностей образуются при сбросе звёздами своих оболочек. Отражательные туманности выглядят светлыми из-за рассеяния света близких к ним звёзд мелкими пылинками. Тёмные галактические туманности не излучают в видимой области спектра и представляют собой малопрозрачные или совсем не прозрачные для оптического излучения облака холодного газа с температурой 10–50 К, вблизи которых нет звёзд, способных ионизовать газ. Смешанная с газом пыль делает такие туманности непрозрачными для видимого света, что и объясняет их тёмный вид на фоне более светлых областей. Некоторые туманности являются областями звездообразования.
