Какво се състои от звезди астрономия и космически

F undamentom звездообразуване теории са данни за междузвездната среда. Преди три века, Isaak Nyuton в писмо до Ричард Бентли предполага, че звездите и планетите от силата на тежестта "удебелени" заради рядка материя. веднъж попълнено Вселената. Оттогава тази идея е сигурно си пробива път на базата на данни от наблюдения на междузвездния материал. Както се оказа, че сега е в нашето време под формата на разреден газ и прах запълва пространството между звездите. В различни райони на галактическия междузвезден газ се различава значително в техните физически параметри, в определени граници, и промяна на неговия химичен състав.

Въпреки това, за ползотворни научни сътрудници винаги изисква опростен модел на работа на обекта. преди повече от 20 години междузвездното среда е под формата на горещ газ (при температура Т = 10 април К), където студени облаци флоат (Т = 102 К). Тази двукомпонентна модел обяснява много явления, но от средата на 70-те години под натиска на нови факти, че трябва да се изясни: екстра-атмосферни ултравиолетови наблюдения показват, наличието на много горещ газ (T = 106 K), която запълва по-голямата част от обема на Галактиката, и наземни радио наблюдения са отворени за нас молекулна много студен газ (Т = 10 K), събрани в масивна облак до галактически равнина.

Сега тя се приема да представлява междузвезден газ като четири среда (виж таблицата), въпреки че този модел не изчерпва цялото многообразие от физическите условия в междузвездното пространство. Например, в този модел не са представени Супернови (Т = 10 8) разширяване остатъци, planetaries и някои други образуване на газ, не са в равновесие налягане с основния четири фази междузвезден газ. Наистина, техния обем и тегло във всеки момент не е незначително в сравнение със съществуващата газа в галактиката. Въпреки това, те поддържат баланса на материя и енергия в това постоянно се охлажда и кондензира във вид на газ звезди.

Химичният състав на междузвездния газ е приблизително същата като тази на Слънцето и по-голямата част от наблюдаваните звезди. 10 водородни атома (H) трябва да един атом на хелий (Не) и незначително количество на други, по-тежки елементи; Сред тях най-кислород (О), въглерод (С) и азот (N). В зависимост от температурата и плътността на газ атоми са "в неутрална или дейонизирана състояние, част на молекулите или твърди конгломерати - зърна.

Най-общо казано, за всеки химичен елемент има свой собствен набор от условия, при които то е в дадено състояние на йонизация. Въпреки това, тъй като по-голямата част от атоми принадлежи водород, неговите свойства и определяне на състоянието на междузвезден газ като цяло: горещо и топло фаза са домени на йонизиран водород (по-нататък зона или HII зона), охлажда фаза се състои предимно неутрални водородни атома (облаци HI) и студен фаза Той се състои основно от молекулярен водород (Н2), която се образува, обикновено във вътрешните части на плътен облак HI.

водородни молекули първо бяха открити в междузвездната среда през 1970 г. от ултравиолетови абсорбционни линии в спектрите на горещи звезди. През същата година в междузвездното пространство окис молекули са открити (СО) в тяхната радио емисия с дължина на вълната = L на 2,6 мм. Тези две молекули са най-често в пространството, където Н2 молекулите на няколко хиляди пъти по-голяма от молекулите на СО.

Запознаят с молекула водород, тъй като се образуват основната строителен материал на звезда. Когато два водородни атома са близо един до друг, тяхното електронен корпус драстично пренаредени: всеки електрон започва да се движи около двете протони, ги свързване заедно като електрически "лепило". съюз пространството условия на водородни атома в молекулата се появява най-вероятно върху повърхностите на прахови частици, които действат като катализатор за реакцията.

водород молекула има не е много голяма сила: да (дисоциация) изискваната енергия от 4.5 ЕГ или повече наруши. Тази енергия кванти имат дължина на вълната по-кратък от 275,6 нм. Подобно на ултравиолетовите лъчи в галактиката много - те излъчват всички най-горещите звезди. Въпреки това, молекулата се Н2 абсорбира тези лъчи са изключително склонни. Обикновено, унищожаване на молекулите на Н2 настъпва, както следва. Quantum енергия на 11.2 ЕГ (L = 101,6 нм) носи една от молекулите в възбудено състояние електрон. Обратният преход към основното състояние обикновено е съпроводено от фотонна емисия taogo същото, но понякога не фотон и консумирана за възбуждане на молекулярни вибрации, които завършват своето гниене енергия.

Както е известно, твърди ултравиолетови лъчи с енергия на 13.6 ЕГ йонизират повече водородни атоми и следователно са напълно абсорбирани междузвездното среда в непосредствена близост до Hot Star. Меките лъчи, включително тези с енергията на 11.2 ЕГ, разпределени почти безпрепятствено в галактиката и разрушават молекулярен водород, където тя е достъпна за тях. Единственото място, където молекулата на Н2 могат да живеят сравнително дълго време - това е червата на плътен газ и облаци от прах, когато ултравиолетовите лъчи не могат да проникнат в плътна завеса от прах. Но за съжаление, поради същата причина молекулното водородът е почти недостъпни за наблюдение.

Комбинацията от първия възбуден електронно състояние на молекула на Н2 с различни преходи квантовата получава серия от спектрални линии в диапазон на дължината на вълната 99,1-113,2 пМ. Когато светлината преминава през гореща звезда или полупрозрачен облак чрез външните слоеве на гигантски рядка плътен облак, образувани в спектър, съответстващ на абсорбция линия на H2 молекули. Те също са били регистрирани през 70-те години, с помощта на космически телескопи в спектрите на сто близките звезди.

Въпреки това, ни всяка пълна информация за разпределението на молекулярен водород в галактиката и ултравиолетови лъчи, не мога. Той не се разбият в недрата на масивните облаците къде точно е предшественик на млади звезди на главната студено място за съхранение на газ -neposredstvennogo. Следователно, разпределението на молекули на нашия и други галактики проучен досега от косвени методи: разпределението на други молекули с спектрални линии, подходящи за наблюдение. Най-популярни в това отношение молекула на въглероден окис, въглероден оксид е, т. Е. CO.

Дисоциационна енергия на 11.1 ЕГ, така че може да съществува в същото място, където молекулното водород. Пред други атоми и молекули възбуден CO молекула и след това се отделят линии на така наречените ротационни преходи. Повечето от тях са дълга дължина на вълната (L = 2,6 mm) лесно се наблюдава в много региони на Galaxy: светимост някои молекулярен облак в CO линия достига няколко слънчеви светимост (Lc = 4 * 10 33 ерг / S).

Радио забележки в СО и някои drugih.molekul линии (HCN, OH, CN) обхващат всички облака като цяло, цялата си площ с различни физически условия. Наблюдения същите няколко линии на молекула, е възможно да се определят във всяка област на температурата и плътността на газа. Въпреки това, преходът от наблюдаваната интензитет в линията на емисиите на молекула (дори като обща като СО) към общата концентрация, а оттам и масата на газ е изпълнен с голяма несигурност. Необходимо е да се направи предположения за химическия състав на облаци, делът на атоми, "заровени" в праховите частици, и т. Стр Точната стойност на коефициента на преход на интензивността на линия SB в размер на Н2 молекули още приблизително обсъдени. Различни изследователи използват стойността на този коефициент, отличава се с 2-3 пъти.

Ако е така, след това 3 пъти съответно в следния фактор на конверсия трябва да се вземат CO - Н2. Тези и други неясноти водят до. че молекулното тегло на газа във вътрешната област на Galaxy (R