Жұлдызаралық орта


КІРІСПЕ
1. ЖҰЛДЫЗАРАЛЫҚ ОРТА
1.1 Ашылу тарихы
1.2 Жұлдызаралық тозаң
1.3 Тұмандық және оның түрлері
1.3.1 Эмиссиялық тұмандықтар
1.3.2 Шағылысу тұмандықтары
1.3.3 Қараңғы тұмандықтар
1.3.4 Планетарлы тұмандықтар
1.3.5 Аса жаңа жұлдыз қалдықтары
2. ФРАКТАЛДЫҚ ТАЛДАУ
2.1 Негізгі ұғымдар
2.2 Фракталдық өлшемділік
2.2.1 Хаусдорф фракталдық өлшемділігі
2.2.2 Нормаланған Херст әдісі
2.2.3 Жалпыландырылған фракталдық өлшемділіктері
2.3 Екіөлшемді аффиндік коэффициенті
3. ЗЕРТТЕУ НӘТИЖЕЛЕРІ
3.1 Хаблл телескобының ғарыштық жобасы
3.2 Алынған нәтижелер
ҚОРЫТЫНДЫ
ҚОЛДАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР ТІЗІМІ
Жұлдызаралық орта – жұлдыздар арасында байқалатын зат. Жұлдызаралық ортаның негізгі құрылымдық құраушысы жұлдызаралық тозаңмен біркелкі араласып, жұлдызаралық магнит өрістері, ғарыштық сәулелері және электромагнитті сәулелер өтетін жұлдызаралық газ.
Жұлдызаралық газдан эволюцияның соңғы сатыларында өз заттегінің бір бөлігін жұлдызаралық ортаға қайта беретін жұлдыздар түзіледі. Жұлдыздардың кейбірі жойылатын кезде ол жаңалары сияқты жарылып, нәтижесінде кеңістікке өздері құрылған сутегінің біршама мөлшерін қайта лақтырады. Бірақ осындай жарылыстар кезінде жұлдыздар қоймасында термоядролық реакция нәтижесінде түзілген ауыр элементтердің лақтырылатыны маңыздырақ болып табылады. Жер де, күн де жұлдызаралық ортада көміртегі, оттегі, темір және басқа да химиялық элементтермен осындай жолмен байытылған газдан конденсацияланған. Осындай кезең заңдылығына қол жеткізу үшін, жұлдызаралық газдан жұлдыздардың жаңаларының конденсациялану жолын білу қажет. Сонымен қатар, жұлдыздардың түзілуін түсіну де жұлдызаралық ортаны зерттеудің негізгі мақсаттарының бірі болып табылады.
Ғарыш кеңістігінде сәулелену мен заттектердің өзара әсерлесуін зерттейтін астрофизиканың қарқынды дамуы және зерттеудің жаңа мүмкіндіктерінің пайда болуы жұлдызаралық ортадағы физикалық процестерді толық зерттеуге мүмкіндік берді. Тіпті жеңілдетілген ғарыштық орталардың қасиеттерін зерттейтін ғарыштық газодинамика және ғарыштық электродинамика сияқты тұтас ғылыми бағыттар пайда болды. Астроном ғалымдар газ бұлттарына дейінгі қашықтықты анықтап, температураны, газ тығыздығы мен қысымын өлшеуді, оның химиялық құрамын анықтауды, заттектің қорғалу жылдамдығын анықтауды үйренді. 20 ғасырдың екінші жартысында жұлдызаралық ортаның кеңістікте таралуы мен оның жұлдыздармен өзара әсерлесуінің күрделі сипаты анықталды. Жұлдызаралық газ бен тозаңның тығыздығына жұлдыздардың түзілуі тәуелді екені анықталды, ал жұлдыздар өз кезегінде қоршаған жұлдызаралық ортаның қасиеттерін өзгертеді, яғни оны қыздырады, газдың толассыз қозғалысын қадағалайды және кеңістікті өз заттегімен толтырып, оның химиялық құрамын өзгертеді. «Жұлдыз – жұлдызаралық орта» күрделі жүйесін зерттеу жұлдызаралық ортаның галактикадағы жалпы массасы мен химиялық құрамы түрлі факторлардың әсерінен баяу өзгеріп тұратынын ескерсек, өте күрделі астрофизикалық мәселе болып табылады. Сол себепті жұлдызаралық ортаны зерттеуде жаңа әдістерді қолдану маңызды мәселе болып табылады.
1. Каплан С.А., Пикельнер С.Б., Межзвездная среда, М., 1963
2. Бочкарев Н.Г.Основы физики межзвездной среды. А.В. Засов, К.А. Постнов.Общая Астрофизика
3. Туманности//Энциклопедический словарь Брокгауза и Ефрона: В 86 томах (82 т. и 4 доп.).—СПб., 1890—1907.
4. Шкловский И.С.Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, 1984
5. Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёздыМ.: Наука, 1992.
6. Бочкарев Н.Г.Основы физики межзвездной среды..—SBN 978-5-397-01034-4.
7. Засов А.В., Постнов К.А. Общая Астрофизика.— Фрязино: Век 2, 2006.—ISBN 5-85099-169-7.
8. Кириллов А. А. Повесть о двух фракталах.— Летняя школа «Современная математика».— Дубна, 2007.
9. Мандельброт Б. Фракталная геометрия природы.— М.: «Институт компьютерных исследований», 2002.
10. Пайтген Х.-О., Рихтер П.Х. Красота фракталов // М.: «Мир»,1993.
11. Федер Е. Фракталы.— М: «Мир», 1991.
12. Абачиев С. К. О треугольнике Паскаля, простых делителях и фракталных структурах // В мире науки, 1989, №9.
13. Фоменко А. Т. Наглядная геометрия и топология.— М.: изд-во МГУ, 1993.
14. Цицин Ф. А. Фракталная вселенная// «Дельфис»— № 11(3)— 1997.
15. Фракталы в физике. Труды 6-го международного симпозиума по фракталам в физике, 1985.— М.: «Мир», 1988.
16. Маврикиди Ф. И. Фракталы: постигая взаимосвязанный мир// «Дельфис»— №23(3)— 2000.
17.Шредер М. Фракталы, хаос, степенные законы. Миниатюры из бесконечного рая.— Ижевск: «РХД», 2001.
18. Кроновер Р.М.Фракталы и хаос в динамических системах. Основы теории.
19. Мандельброт Бенуа, Ричард Л. Хадсон.(Не)послушные рынки: фракталная революция в финансах = The Misbehavior of Markets.— М.: «Вильямс», 2006.— С.400.—ISBN 5-8459-0922-8.
20. Иванов М.Г. «Размер и размерность» // «Потенциал», август 2006.
21. Маврикиди Ф. И.Фрактальная математика и природа перемен // «Дельфис»— № 54(2)— 2008.
22.Федер Е.Фракталы.—М.: МИР, 1991.— С.254.—ISBN 5-03-001712-7.

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Курстық жұмыс
Көлемі: 40 бет
Бұл жұмыстың бағасы: 700 теңге




КІРІСПЕ

Жұлдызаралық орта - жұлдыздар арасында байқалатын зат. Жұлдызаралық ортаның негізгі құрылымдық құраушысы жұлдызаралық тозаңмен біркелкі араласып, жұлдызаралық магнит өрістері, ғарыштық сәулелері және электромагнитті сәулелер өтетін жұлдызаралық газ.
Жұлдызаралық газдан эволюцияның соңғы сатыларында өз заттегінің бір бөлігін жұлдызаралық ортаға қайта беретін жұлдыздар түзіледі. Жұлдыздардың кейбірі жойылатын кезде ол жаңалары сияқты жарылып, нәтижесінде кеңістікке өздері құрылған сутегінің біршама мөлшерін қайта лақтырады. Бірақ осындай жарылыстар кезінде жұлдыздар қоймасында термоядролық реакция нәтижесінде түзілген ауыр элементтердің лақтырылатыны маңыздырақ болып табылады. Жер де, күн де жұлдызаралық ортада көміртегі, оттегі, темір және басқа да химиялық элементтермен осындай жолмен байытылған газдан конденсацияланған. Осындай кезең заңдылығына қол жеткізу үшін, жұлдызаралық газдан жұлдыздардың жаңаларының конденсациялану жолын білу қажет. Сонымен қатар, жұлдыздардың түзілуін түсіну де жұлдызаралық ортаны зерттеудің негізгі мақсаттарының бірі болып табылады.
Ғарыш кеңістігінде сәулелену мен заттектердің өзара әсерлесуін зерттейтін астрофизиканың қарқынды дамуы және зерттеудің жаңа мүмкіндіктерінің пайда болуы жұлдызаралық ортадағы физикалық процестерді толық зерттеуге мүмкіндік берді. Тіпті жеңілдетілген ғарыштық орталардың қасиеттерін зерттейтін ғарыштық газодинамика және ғарыштық электродинамика сияқты тұтас ғылыми бағыттар пайда болды. Астроном ғалымдар газ бұлттарына дейінгі қашықтықты анықтап, температураны, газ тығыздығы мен қысымын өлшеуді, оның химиялық құрамын анықтауды, заттектің қорғалу жылдамдығын анықтауды үйренді. 20 ғасырдың екінші жартысында жұлдызаралық ортаның кеңістікте таралуы мен оның жұлдыздармен өзара әсерлесуінің күрделі сипаты анықталды. Жұлдызаралық газ бен тозаңның тығыздығына жұлдыздардың түзілуі тәуелді екені анықталды, ал жұлдыздар өз кезегінде қоршаған жұлдызаралық ортаның қасиеттерін өзгертеді, яғни оны қыздырады, газдың толассыз қозғалысын қадағалайды және кеңістікті өз заттегімен толтырып, оның химиялық құрамын өзгертеді. Жұлдыз - жұлдызаралық орта күрделі жүйесін зерттеу жұлдызаралық ортаның галактикадағы жалпы массасы мен химиялық құрамы түрлі факторлардың әсерінен баяу өзгеріп тұратынын ескерсек, өте күрделі астрофизикалық мәселе болып табылады. Сол себепті жұлдызаралық ортаны зерттеуде жаңа әдістерді қолдану маңызды мәселе болып табылады.
Берілген дипломдық жұмыста материяның жұлдызаралық ортада таралуын сандық бағалау үшін алғаш рет термодинамикалық біртексіздік әдісі - фракталды анализ қолданылды.

1. ЖҰЛДЫЗАРАЛЫҚ ОРТА

Жұлдызаралық орта - біздің Галактикамен басқа Галактикалардың құрамындағы жұлдыздар арасындағы кеңістікті толтыратын сиретілген зат,жұлдызаралық газ және тозаң бөлшектері.Жұлдызаралық ортаның құрамына бұлардан басқа, ғарыштық сәулелер, жұлдызаралық магнит өрісі, сондай-ақ әр түрлі ұзындықтағы электрмагниттік сәулелерде енеді. Күн (басқа жұлдыздардың да) маңындағы Жұлдызаралық орта планетааралық ортаға ауысады. Галактикалар арасындағы кеңістікті галактикалық орта толтырады. Жұлдызаралық ортаның болатындығы туралы қорытындыны алғаш рет орыс астрономы В.Я. Струве (1793 - 1864) жасаған (1847). Бірақ оның болатындығы 20 ғасырдың 30-жылдары дәлелденді (америкалық астроном Р.Трамплер, орыс астрономы, Б.А. Воронцов-Вельяминов).
Жұлдызаралық газ бейтарап және иондалған атомдар мен молекулалардан құралған. Оның негізгі массасын сутек (шамамен 90% пен гелий (шамамен 10%), сондай-ақ оттек, көміртек, неон және азот (әрқайсысы шамамен 0,01%) атомдары құрайды. Жұлдызаралық газ бен тозаң галактика жазықтығында өте күшті жинақталып, жұлдызаралық бұлтты түзеді. Біздің Галактикадағы жұлдызаралық бұлттың диаметірі 5 - 40 пк, температурасы 20 - 100К. Ғарыштық сәулелерді құрайтын бөлшектердің энергиясы 10[6] - 10[20] эВ. Жұлдызаралық магнит өрісінің кернеулігі Жердің магнит өрісінің кернеулігімен салыстырғанда 10[5] есе аз, бірақ оның энергиясы ғарыштық сәулелердің энергиясымен шамалас. Галактикалардағы жұлдызаралық орта мен жұлдыздар арасында үнемі зат алмасу процесі жүріп отырады. Жұлдыздардың түзілуі кезінде жұлдызаралық орта негізгі материал болып есептеледі. Сондықтан, жұлдызаралық ортаны зерттеу арқылы жұлдыздардың пайда болу механизмі айқындалады.
Үлкен жарылыс бөлімінде біздің Әлеміміздің негізгі құраушылары (тыс шоғырлар, галактикалар (жұлдыз шоғырлары), қараңғы материя) қарастырылды, ал осы бөлімде жұлдыздар, тұмандық сияқты галактиканың негізгі құраушылары қарастырылады.
Жұлдыздар арасындағы кеңістік кейбір тұмандықтарды ескермегенде бос болып көрінеді. Шындығында жұлдыз аралық кеңістік заттекпен толтырылған. Бұндай қорытындыға ғалымдар ХХ ғасырдың басында швейцар астрономы Роберт Трюмплер жер бақылаушысы жолында жұлдыз жарығының жұтылуын (әлсіреуін) ашқаннан кейін келген болатын. Оның әлсіреу дәрежесі жұлдыздың реңкіне тәуелді болатынын айта кеткен жөн. Көгілдір жұлдыздан таралатын жарық қызыл жұлдыздың жарығына қарағанда қарқындырақ жұтылады. Осылайша, егер жұлдыз көгілдір және қызыл сәулелерде бірдей мөлшерде энергия шығарса, онда жарықты жұту нәтижесінде көгілдір сәуле қызылға қарағанда көбірек босаңсиды және жұлдыз Жерден қарағанда қызылдау болып көрінеді.
Жұлдызаралық орта - жұлдыздар арасындағы кеңістікте байқалатын заттек. Тек жақында ғана жұлдыздар мүлдем бос кеуектілікте өмір сүрмейтіні және ғарыштық кеңістік мөлдір еместігі дәлелденді. Дегенмен де осындай көзқарастар баяғыдан айтылып келеді. ХІХ ғасырдың ортасында ресейлік астроном В.Струве кеңістік бос емес және ол жерде алыс жұлдыздардың жарығы жұтылатындығының бұлжымайтын айғақтарын ғылыми әдістермен табуға тырысты (бірақ, нәтиже болмады).
Сиретілген жұтушы ортаның бар екендігі жүз жылдан аздау уақыт бұрын, яғни ХХ ғасырдың бірінші жартысында бізден түрлі қашықтықта орналасқан алыс жұлдыз шоғырларының байқалатын қасиеттерін салыстыру жолымен сендіре көрсетілген болатын. Бұны тәуелсіз американдық астроном Роберт Трюплер (1896-1956) және кеңестік астроном Б.А.Воронцов-Вельяминов (1904-1994) жасады, яғни нақтырақ айтқанда осылайша жұлдызаралық ортаның негізгі құраушысы - майда тозаң екені және соның арқасында жұлдызаралық орта, әсіресе Құс жолына жақын кеңістік мөлдір болып көрінбейтіні анықталды. Тозаңнын болуы көрінетін жарық та, алыстағы жұлдыздардың байқалатын реңі де бұрмаланған екенін аңғартады және олардың нақты мәнін анықтау үшін жұтылуға біршама күрделі есеп жүргізу қажет. Осылайша, астрономдар тозаңды алыстағы объектілерді зерттеуге кедергі келтіретін өкінішті бөгет деп қабылдады. Бірақ бір уақытта тозаңды физикалық орта ретінде қарастыруға да қызығушылық туындады және ғалымдар тозаңның пайда болу себебін және жойылуын, тозаңның сәулеленуге әсерін, оның жұлдыздың пайда болу процесіндегі ролін қарастырды.
Радиоастрономияның дамуына байланысты ХХ ғасырдың екінші жартысында жұлдызаралық ортаны оның радиосәулеленуі бойынша анықтау мүмкіндігі туды. Мақсатты ізденістердің нәтижесінде жұлдызаралық кеңістікте 1420 МГц (21см толқын ұзындығына сәйкес келеді) жиілікте бейтарап сутегі атомының сәулеленуі анықталды. Осы жиіліктегі сәулеленуді голландтық астроном Хендрик ван де Хюлст 1944 жылы кванттық механика негізінде болжаған болатын, ал 1951 жылы ол кеңес астрофизигі И.С.Шкловскийдің оның мүмкін болатын қарқындылығын есептеуі нәтижесінде анықталған болатын. Сонымен қатар, Шкловский кейін анықталған радиодиапазонда (радиоауқым) түрлі молекулалардың сәулеленуін бақылау мүмкіндігін де көрсетті. Бейтарап атомдар мен өте суық молекуларлық газдан тұратын жұлдызаралық газ массасы сиретілген тозаң массасынан шамамен алғанда 100 есе артық болып шықты. Бірақ газ көрінетін жарыққа толық мөлдір болып табылады, сол себепті оны тозаң анықталған әдістермен табу мүмкін емес еді.
Ғарыштық обсерваторияларда орнатылатын рентген телескоптары пайда болғаннан бастап жұлдызаралық ортаның ең ыстық құраушысы, температурасы бірнеше миллион немесе ондаған миллионға жететін сиретілген газ анықталды. Оптикалық байқаулар нәтижесінде де, радиожелілерде жүргізілетін сынақтар нәтижесінде де бұл газды көру мүмкін емес, себебі орта өте жоғары дәрежеде сиретілген және толығымен иондалған, бірақ дегенмен біздің Галактикамыздың жалпы көлемінің қомақты бөлігін толтырып тұр.
Зат пен ғарыштық кеңістікте сәулеленудің өзара әсерін зерттейтін астрофизиканың қарқынды дамуы, сонымен қатар бақылаудың жаңа мүмкіндіктерінің пайда болуы жұлдызаралық ортада физикалық үдерістерді толық бөлшектеп зерттеуге мүмкіндік берді. Үлкен жалпылама сиретілген ғарыштық орталардың қасиетін зерттейтін ғарыштық газодинамика және ғарыштық электродинамика сияқты ғылыми бағыттар пайда болды. Астрономдар газ бұлттарына дейінгі қашықтықты анықтауды, температураны, газ тығыздығы мен қысымды, оның химиялық құрамын анықтауды, заттектің қозғалу жылдамдығын бағалауды үйренді. ХХ ғасырдың екінші жартысында жұлдызаралық ортаның кеңістікте таралуының және оның жұлдыздармен әсерлесуінің күрделі кескіні анықталды. Жұлдызаралық газ бен тозаңның тығыздығы мен мөлшеріне жұлдыздың пайда болу мүмкіндігі тәуелді екені анықталды, ал жұлдыздар (алдымен ең үлкендері) өз кезегінде қоршаған жұлдызаралық ортаның қассиеттерін өзгертеді, яғни оны қыздырады, газдың үздіксіз қозғалысын қамтамасыз етеді, ортаны өз заттегімен толтырады және оның химиялық құрамын өзгертеді. Әсіресе Галактикадағы жұлдызаралық ортаның жалпы салмағы мен оның химиялық құрамы түрлі әсерлердің нәтижесінде өзгеріп тұрады дегенді ескерсек, осындай жұлдыз - жұлдызаралық орта сияқты күрделі жүйені зерттеу өте күрделі астрофизикалық мәселе екені анықталды. Сол себепті, жұлдызаралық ортада ұзақтығы миллиардтаған жылға жететін жұлдыздар жүйесінің тарихы көрінеді деуге де болады.
Жұлдызаралық орта эволюциясы
Жұлдызаралық орта, нақтырақ айтқанда жұлдызаралық газ эволюциясы бүкіл Галактикамыздың химиялық дамуымен тығыз байланысты. Барлығы оңай сияқты көрінеді, яғни: жұлдыздар газды жұтады, ал одан кейін оны ауыр элементтер түріндегі ядролық жану өнімдерімен байыта отырып қайта шығарады, осылайша металдану біртіндеп арту қажет.
Үлкен жарылыс теориясына сүйенсек, біріншілік нуклеосинтездеу кезінде сутегі, гелий, дейтерий, литий және Хаяши алаңында немесе протожұлдыз сатысында бөлінетін басқа да жеңіл ядролар пайда болады. Басқаша айтқанда, металдануы нольге тең ұзақ өмір сүретін G-ергежейлілерді бақылауымыз қажет. Қосымша мәліметтерге сүйенетін болсақ, басқа галактикаларда да осыған ұқсастықтар бар. Қазіргі таңда сұрақ өз шешімін күтуде.
Біріншілік жұлдызаралық газда тозаң да болған жоқ. Қазіргі кездегі мәліметтер бойынша, тозаң ескі салқын жұлдыздардың бетінде пайда болады және одан ағып кететін заттекпен бірге арылады.
Күн және жұлдызаралық орта
Жұлдызаралық орта Күн жүйесінің айналасында біртексіз. Зерттеулер көрсеткендей, Күн жергілікті жұлдызаралық бұлт арқылы 25 кмс жылдамдықпен қозғалады және ортаны ол алдағы 10 жыл ішінде өтеді. Күн жүйесі мен жұлдызаралық заттектің қарым-қатынасында маңызды орынды күн желі алады.
Күн желі зарядты бөлшектердің (көбінесе сутегі мен гелий плазмасы) ағыны болып табылады және олар күн тұтылғанда көрінетін сәуле жиектен үлкен жылдамдықпен ағылады. Гелио кідірістегі күн желінің жылдамдығы 450 кмс. Бұл жылдамдық жұлдызаралық ортадағы дыбыс жылдамдығынан артық болып табылады. Егер жұлдызаралық орта мен күн желінің қақтығысын елестетсек, онда екі ағынның әсерлесуі нәтижесінде соққы толқындары пайда болатынын айта кеткен жөн. Ал ортаның өзін үш аймаққа бөлуге болады: ЖАО бөлшектері ғана бар аймақ, тек жұлдыз желінің бөлшектері ғана бар аймақ және олардың әсерлесу аймағы. Егер бастапқыда белгіленгендей жұлдызаралық газ толық иондалған болса, барлық жағдай жоғарыда жазылғандай болуы қажет. Ly-alpha планетааралық ортаның алғашқы зерттеулері көрсеткендей, жұлдызаралық ортаның бейтарап бөлшектері Күн жүйесіне енеді. Басқаша айтқанда, Күн бейтарап және иондалған газдармен түрліше әсерлеседі.

1.1 Ашылу тарихы

Жұлдызаралық ортаның табиғаты ғасырлап астрономдар мен ғалымдардың қызығушылығын туғызатын. Жұлдызаралық орта терминін алғаш рет 1626 жылы Ф.Бэкон қолданған болатын. Жұлдыздар арасындағы аспан! Олар жұлдыздармен бірге басқа жұлдыздар сияқты айналады және оларда ортақ дүние өте көп. Кейінірек 1674 жылы натурфилософ Роберт Бойль қарсылық танытып Аспанның жұлдызаралық кеңістігі кейбір заманауи эпикурлықтардың айтуынша бос болуы қажет деді.
Заманауи электромагниттік теория пайда болғаннан кейін физик ғалымдар көрінбейтін жарық шығаратын эфир (аспан) жарық толқындарын беруге арналған орта болып табылатынын негіздеді. Сонымен қатар, олардың ойынша эфир жұлдызаралық кеңістікті толтырып тұр. Р.Паттерсон 1862 жылы жазған: Бұл әрекет эфирде діріл немесе ауытқу әрекеттерінің негізі болып табылады және ол жұлдызаралық кеңістікті толтырады.
Түнгі аспанда терең фотосуреттік шолуды пайдалану Э.Бернардқа галактика жұлдыздары ортасында кескін ретінде көзге түсетін күңгірт (қараңғы) тұмандықтың алғашқы суретін алуға мүмкіндік берді. Алайда суық араласқан материяны алғаш рет 1904 жылы Доплер әсерін сынау мақсатында қарастырылған екеулік жұлдыздардың сәулелену спектрінде қозғалыссыз жұтылу спектрі анықталуы нәтижесінде Д.Гартман ашқан болатын.
Өзінің Дельта Үшарқар тарихи зертттеуінде Гартман орбита бойынша Дельта Үшарқар жүйесінің серіктерінің қозғалысын және жұлдыздан келетін жарықты қарастырды және нәтижесінде жарықтың бір бөлігі Жерге келер жолда жұтылатынын түсінді. Гартман жазбаларында: Кальцидің жұтылу сызығы әлсіз, сонымен қатар кальций жолақтары 393,4 нанометр толқын ұзындығында қос спектроскопиялық жұлдыздарда орын алатын спектрлердің периодты айырылу жолағымен қозғалмайтындығы күтпеген жағдай болды делінген. Бұл жолақтардың тұрақты табиғаты негізінде Гартман жұтуға жауапты газ Дельта Үшарқар атмосферасында жоқ екеніне, тіпті керісінше ол жұлдыздан тыс, жұлдыз бен бақылаушы арасында орналасқан деген тұжырымға келді. Осы зерттеу жұлдызаралық ортаны зерттеуге бастау болды десек те болады.
Гартман зерттеулерінен кейін 1919 жылы 589,0 және 589,6 нанометр толқындарында Дельта Үшарқар және Бета Сарышаян жүйелерінде жұтылу жолақтарын зерттеу кезінде жұлдызаралық ортада натрийді анықтады.
Билздің (1936)алдағы уақыттағы Н және К кальций жолақтарын зерттеуі Эпсилон және Үшарқар спектрінің екі еселенген және симметриялы емес кескіндерін анықтауға мүмкіндік береді. Бұл Үшарқар шоғырындағы жұлдызаралық ортаны кешенді зерттеудің алғашқы әрекеттерінің бірі болып табылады. Жұту жолақтары кескіндерінің симметриялы болмауы жұту жолақтарының сантүрін салу нәтижесі болып табылады, ал олардың әрқайсысы атомдық ауысымдарға сәйкес келеді (мысалы, К кальций жолағы) және әрқайсысы жеке сәуле жылдамдығына ие болатын жұлдызаралық бұлтта пайда болады. Әрбір бұлт жерге бағытталғанда да, одан алыстағанда да жұлдызаралық кеңістікте түрлі жылдамдықпен қозғалатындықтан Доплер әсері нәтижесінде сіңіру жолақтары сәйкесінше не күлгін, не қызыл жаққа ығысады. Бұл зерттеу материя жұлдызаралық кеңістікте біртекті таралмағандығын дәлелдейді.
Жұлдызаралық материяны қарқынды зерттеу 1912 жылы У.Пикерингті келесі қорытындыға әкелді: Каптейн көрсетіп кеткендей, жұлдызаралық жұту ортасы тек кейбір толқындарда ғана сіңіреді, яғни Күн немесе жұлдыздармен қабылданбайтын газ бен газтектес молекулалардың болуын көрсетеді. Дәл осы 1912 жылы энергиялы зарядты бөлшектер болып табылатын ғарыштық сәулелерді ашты және олар ғарыштан Жерді атқылау еді. Бұл кейбір зерттеушілерге олар да жұлдызаралық кеңістікті толтырып тұратынын дәлелдеді. Норвегия физигі Кристиан Брикеланд 1913 жылы келесі жазбаны қалдырған болатын: Біздің көзқарасымыздың даму реті барлық кеңістіктің электрондармен және бос иондармен толтырылғандығын аңғартады. Сонымен қатар, барлық жұлдыз жүйелері ғарышта зарядталған бөлшектерден пайда болады деген көзқарас бар. Және де Әлемнің көп мөлшері жұлдыз жүйелері немесе тұмандықтарда, сонымен қатар бос кеңістікте көп табылуы мүмкін.
1930 жылы Торндайк жазған: Жұлдыздар мен бос кеңістік арасында анықталмаған тұңғиық бар деп ойлау өте қиын. Поляр шұғыласы біздегі Күн ролін атқаратын зарядталған бөлшектердің дүмпуі болып табылады. Бірақ басқа да миллиондаған жұлдыздар осындай зарядталған бөлшектерді бөліп шығарады десек, онда абсолютті вакуум галактикада тіпті болуы мүмкін емес деген сөз.

1.2 Жұлдызаралық тозаң

Кез-келген үлкен көлемді эмиссиялық тұмандық суретіне жалпы шолу оның жалпы кескінінде қараңғы, күңгірт бөлшектерді - дақтар, ағыстар, түрлі жайлуларды аңғаруға болады. Бұл - жарық тұмандыққа жобаланатын оған жақын орналасқан үлкен емес немесе біршама тығыз, газға үнемі жарық сіңіретін жұлдызаралық тозаң қосылатындықтан мөлдір болуы мүмкін емес бұлттар.
Сонымен қатар, бұл жерде газ бұлттарынан тыс та тозаң бар және ол өзімен бүкіл арасындағы кеңістікті толтырады. Осындай кеңістікте таралған тозаң алыстағы жұлдыздар жарығының күрделі ескерілуінің босаңсуына әкеліп соғады. Жарық жартылай жұтылады, ал жартылай майда қатты тозаң ретінде шашылады. Ең жоғары дәрежедегі әлсіреу Құс жолына бағыт алып жақындаған сайын байқалады. Осы бағытта, мыңдаған жарық жылдары өтілсе де, көрінетін жарық шамамен 40 пайызға әлсірейді. Егер біздің Галактикамыздың ұзындығы бірнеше мыңдаған жарық жылдары екенін ескерсек, онда біз галактикалық диск жұлдыздарының бір бөлігін ғана зерттей алатынымыз аңғарылады. Толқын ұзындығы қысқарақ болған сайын, жарықтың сіңірілуі арта түседі. Нәтижесінде алыстағы жұлдыздар қызарғандай болып көрінеді. Сол себепті, жұлдызаралық кеңістік ұзынтолқынды инфрақызыл сәулелену үшін ең мөлдір болып табылады. Ең тығыз газтозаңды бұлттар тіпті инфрақызыл сәуле үшін де мөлдір бола алмайды.
Ғарыштық тозаң ізін телескопсыз да көруге болады. Айсыз жаз немесе күз кезінде түнде Аққу шоғыры аймағында Құс жолы жолақтарының екі еселенуі өте жақсы байқалады. Ол жақын тозаң бұлттарымен байланысты, олардың бір қабаты артында жатқан Құс жолының жарық аймақтарын жауып жатады. Қараңғы аймақтарды Құс жолының басқа бөліктерінен де аңғаруға болады. Ең тығыз газтозаңды бұлттар аспанның жұлдызға бай аймағында жобаланса тіпті инфрақызыл сәуле де қараңғы дақ болып көрінеді.
Егер Құс жолына анық айсыз түнде көз салсаңыз тіпті жай көзбен де бүкіл аспаннан өтетін жарық жолақ біртұтас еместігін аңғаруға болады. Оның аясында көптеген күңгірт дақтар мен жолақтар байқалады. Осындай көзге көрінетін дақтардың бірі Мерген шоқжұлдызындағы Көмір қабы атауымен белгілі дақ. Осыдан екі ғасыр бұрын аспандағы ойықтар материяның жарық жұтатын бұлттар екені жөнінде гипотеза ұсынылып келді. Астрономиялық зерттеу құралдарының дамуы болжамдарды дәледермен орнықтырды, жұтушы материя жөнінде нақты болжам болған жоқ. Мысалы, олар үлкен астероидтардың қирауы кезінде пайда болған метеориттік бөлшектер болып саналды. Жұлдызаралық сіңіру қасиетін зерттеу нәтижесінде ол ғарыштық кеңістікті толтыратын ұсақ майда тозаңдар көмегімен пайда болатыны анықталды.
Ол тозаңдардың мөлшері - сантиметрдің жүзмыңдаған бөлігінен бірі болып табылады. Тозаң бөлшектер біздің Галактикада галактикалық диск жазықтығында көптеп шоғырланады, сол себепті қара дақтардың көп мөлшері дәл Құс жолы аясында шоғырланған. Жұлдызаралық тозаң толығымен біздің Галактикамыздың ядросын жауып тұрады. Жұлдызаралық тозаң бақылаушылар алдына тек қараңғы тұмандық түрінде көрінбейді. Егер тозаң бұлтына оған жарық беретін жұлдыз жақын орналасса, онда бұлт жарық тұмандық болып көрінеді. Бұл жағдайда оны шағылыстырушы тұмандық деп атайды.
Жұлдызаралық тозаң бастапқы уақытта тек астрономиялық зерттеу жасауда өкінішті бөгет ретінде ғана қабылданды. Тозаң Галактиканың барлық жұлдыздарының жалпы сәулелерінің жартысына жуығын ұстап қалады. Кейбір тығыз орналасқан аймақтарда 90%, ал жас жұлдыздар пайда болатын молекулярлы бұлттарда 100% жетеді. Тозаң тығыздығы ғарышта тіпті жұлдызаралық сиретілген газбен салыстырғанда өте аз. Осылайша Күн айналасында кеңістіктің бір куб сантиметріне орта есеппен алғанда бір газ атомы сәйкес келеді және әрбір жүз миллиард атомға бір-ақ тозаң сәйкес келеді. Галактикадағы тозаң массасы газ салмағының жүзден бірін, ал толық Галактика салмағының жүзмыңнан бірін құрайды. Алайда осы тозаң мөлшерінің өзі жарықты біршама әлсіретуге жеткілікті.
Бәрінен де көп көк сәуле жұтылады. Қызыл немесе инфрақызыл сәулелерге өту кезінде сіңіру біршама әлсірейді. Бірақ кейбір таңдалған түс жарығы басқаларына қарағанда күштірек жұтылады. Ол кейбір жеке заттектер белгілі толқын ұзындығына ие сәулеленуді жақсы сіңіруімен тікелей байланысты. Толқынның түрлі ұзындықтарында жарықтың жұтылу қасиеттерін зерттеу жұлдызралық тозаң құрамына көміртегі қоспалары, кремний қоспалары, қатып қалған газдар, сулы мұз сонымен қатар басқа да органикалық заттар кіретіндігі анықталды. Ғарыш тозаңының қасиеттерін зерттеуге жарық поляризациясы көмектеседі. Жұлдыздардың қарапайым сәулеленуі кезінде барлық жаққа ауытқитын толқындар болады. Жарық ағыны өз жолында сфера тәріздес тозаң кездестірген жағдайда, барлық толқындар біртекті жұтылады.
Бірақ егер тозаң бір ось бойымен созылса, онда осы оське параллель ауытқулар перпедикуляр бағыттағыларға қарағанда күштірек жұтылады. Созылған, біркелкі бағытталған тозаң бұлты арқылы өткен жарық ағынында ауытқудың барлық бағыттары болмайды, яғни сәулелену поляризациядан өткен болып саналады. Жұлдыз жарығының поляризациялану дәрежесін өлшеу тозаң бөлшектерінің пішіні өлшемдері жөнінде ой айтуға мүмкіндік береді. Ал кейде поляризация жолы арқылы жұлдызаралық тозаңның электрлік қасиеттерін де анықтауға болады.
Зерттеу нәтижелерін сәйкестендіру жұлдызаралық тозаң екі түрлі бөлшектерден тұратынын көрсетті: графитті (көміртекті) және силикатты (яғни, кремний қоспалары бар). Тозаң мөлшері әртүрлі, әсіресе майда бөлшектері ірі бөлшектерден қарағанда біршама көп. Жалпы алғанда тозаң мөлшері сантиметрдің миллионнан бір бөлігінен он мыңнан бір бөлігі аралығында өзгеріп отырады. Графитті және силикатты бөлшектер ескі салқын жұлдыздардың сытқы қабығында пайда болады. Әрине салқын, суық ұғымы салыстырмалы десек те болады, себебі жұлдызға жақын аймақта қабық температурасы біршама жоғары және барлық заттар газ түрінде кездеседі. Ескірген сайын, жұлдыз салмағын жоғалтып отырады. Қабығынан алынған заттек жұлдыздан алыстап барып суиды. Газ температурасы тозаң затының балқу температурасынан төмен түскен кезде, газ құраушы молекулалар бір топқа бірігіп, тозаң ұрығы пайда болады. Алдымен олар баяу өседі, ал температура төмендеген сайын олардың өсуі арта түседі. Бұл процесс бірнеше ондаған жылдарға созылады. Заттек алдағы уақытта тағы көбейген жағдайда температурамен қатар оның тығыздығы да төмендейді. Газдың сиретілу дәрежесі өте жоғары болса, тозаңның артуы баяулайды.
Тозаң бөлшектерінің пайда болу және жойылу жылдамдығына олар орналасқан заттектің температурасы мен тығыздығы біршама мөлшерде әсер етеді. Бірақ жұлдызаралық кеңістік біртексіз екенін айта кеткен жөн. Газ бен тозаң бұлтқа конденсациялануы мүмкін және олардың тығыздығы бұлтаралық кеңістік тығыздығынан миллион есе артық болады. Галактикада жұлдыдардың сәулеленуі және газ ағу қысымы тозаңды оның өсуі немесе жойылуына қолайлы болатын ортаға ығыстыруы мүмкін. Тозаңның химиялық құрамы қыртысында қай элементтің яғни көміртегі, не сутегінің басым болуымен түсіндіріледі. Себебі, заттекті суыту кезінде көміртегі мен оттегі қабығы өте тығыз молекула - улы газ, көміртегі тотығын құрайды. Егер осыдан кейін жұлдызда көміртегі қалса графит бөлшектері пайда болады, ал егер олай болмаған жағдайда көміртегі көміртегі тотығы құрамына кетіп, қалған оттегі кремнийге қосылып кремний тотығы молекулаларын құрап нәтижесінде силикат тозаңдары пайда болады.
Жаңа туылған тозаң құрылымы біршама қапайым. Химиялық құрамы және құрылымы бойынша біртекті болып табылады. Бұлтаралық орта шарттарына сәйкес тозаң құрылымы толығымен өзгеруі мүмкін емес. Олай болмаған жағдайда тығыздығы куб сантиметрге мыңдаған атом болатын жұлдызаралық газ аймақтары қатысты болып танылады. Төмен температура мен жоғары тығыздық беткі қабатында графит не силикат тозаңының орнына салыстырмалы жеңіл балқитын, қатқан су, формальдегид және аммияк сияқты заттектен тұратын мантияның құрылуына қажетті жағдайды қамтамасыз етеді. Осы барлық қоспалардың жалпы жиынтығын көбінесе мұз деп атайды. Мұз молекулалары тұрақсыз. Сыртқы сәулелену әсері мен тозаңдардың бір-бірімен соғылысуы оның салыстырмалы тұрақты органикалық қоспаға түрленуіне әкеліп соғады, ал олар тозаңның беткі қабатын өзіндік қабықпен қаптайды.
Жұлдыздардың сәулелері бармайтын өте тығыз молекулярлы бұлттарда тозаң бөлшектерінің бетінде мұз бұзылмайды. Осылайша, осы бұлт қойнауында тозаңдар үш қабатты құрылымға ие болуы мүмкін: баяубалқитын ядро, органикалық қоспалардан тұратын бұлт және мұз мантиясы. Дәл осындай үлкен шоғырларға жиналған тозаңдардан қалдық құйрықты жұлдыздардың ядросы жасалған деген болжам бар. Ол кезде Күн жүйесінің өзі мөлдір емес деген болжам болған. Үлкен радиотелескоптардың көмегімен ғалымдар молекулярлық бұлттарда қарапайым жұлдызаралық газға тиісті біреулік сутегі, гелий және басқа да химиялық элементтермен қатар, біршама күрделі молекулалардың көп мөлшері бар екені анықталды. Молекулалар ғарыштық кеңістікте үздіксіз химиялық реакциялардың нәтижесінде пайда болады. Бірақ ішіндегі ең бастысы және оның арқасында басқа процестердің болуы мүмкін процесс - сутегі молекулаларының түзілуі - тек тозаңның беткі қабатында ғана тиімді жүзеге асады. Молекулярлы бұлттардың және бұлттардың түзілу үдерісі жұлдызаралық тозаңның қатысуынсыз мүлдем басқа болуы мүмкін. Зерттеу техникаларының дамуы мен ғарыш телескоптарының белсенді қолданыла бастауына байланысты тозаңды біздің Галактикада ғана емес, жақын және алыс көршілерден де, ең алдымен шиыршықты Галактикалардан, белсенді ядролы және квазорлы галактикалардан да байқауға болады. Зерттеулерге сүйенсек Әлемдегі тозаң қасиеттері Құс жолы тозаңдарының қасиеттерінен аз ерекшеленетінін көрсетеді.шиыршықты галактикада біздегідей жазықтыққа жақын осы жұлдыз жүйелерінің симметриясы галактиканың жарық кескіндерін жіңішке жолақтарымен жаба отырып шоғырланады.
Тозаңды Әлемнің көптеген ғажаптарын жасырушы ретінде қабылдау өткен өмірде қалды. Енді тозаң Әлемде болып жатқан физикалық процестердің ағымында маңызды орын алып, басыңқы бөлшек ретінде қатысатыны анықталды.

1.3 Тұмандық және оның түрлері

Тұмандық сөзі латынның бұлт сөзінен алынған. Шындығында тұмандық кеңістікте қалқып жүретін газ бен тозаңнан тұратын ғарыштық бұлт болып табылады. Тұмандықтар Әлемнің негізгі құрылымдық блоктары болып табылады. Олар жұлдыздар мен жұлдыздар жүйесінен құрылатын элементтерден тұрады. Сонымен қатар, олар бай түрлі түстермен жанатын және жарық құйындарынан тұратын Әлемдегі ең әдемі объектілердің бірі болып табылады. Газ тұмандарының ішінде орналасқан жұлдыздар оларды қызыл, көк және жасыл түстерге бояйды. Бұл түстер тұмандықтың ішінде түрлі элементтердің бірігуіне байланысты. Тұмандықтардың басым көпшілігінің 90% сутегіден, 10% гелийден және 0,1% көміртегі, азот, магний, калий, кальций, темір сияқты ауыр элементтерден тұрады. Бұлттар материядан біршама үлкен болып табылады. Негізінде, олар шынымен Галактикадағы ең үлкен элементтердің бірі болып табылады. Олардың көбінің кесе көлденең ені ондаған, тіпті жүздеген жарық жылдарына тең. Тұмандықтар негізгі бес санатқа бөлінген. Ол Эмиссиялық тұмандық, шағылысу тұмандықтары, қараңғы тұмандықтар, планетарлы және аса жаңаларының қалдық тұмандықтары. Эмиссиялық және шағылысу тұмандықтары әдетте сыртқы кескіні бойынша тұрақты емес және көзге көрінетіндей пішінге немесе құрылымға ие болмайды.
Тұмандық - аспан аясында өзінің сәулеленуімен немесе сәулені жұтуымен ерекшеленетін жұлдызаралық орта аймағы. Бұрынғы уақытта тұмандық деп түрлі қозғалмайтын аспанда созылған объектілерді атайтын . 1920 жылдары тұмандықтың ішінде көптеген галактикалардың (мысалы, Андромеда Тұмандығы) бар екендігі анықталды. Осыдан кейін тұмандық сөзі жоғарыда аталған мағынада қолданыла бастады. Тұмандықтар тозаңнан, газдан және плазмадан тұрады.
Ең алдымен тұмандық деп барлық қозғалыссыз созылған жарық астрономиялық, жұлдызға жатпайтын объектілерді атаған, соның ішінде жұлдызды шоғырлар немесе Құс жолынан тыс галактикалар.
Кейбір осындай мысалдар әлі күнге дейін сақталған. Мысалы, Андромеда галактикасын Андромеда тұмандығы деп атайды.
Осылайша, құйрықты жұлдыздарды іздеумен қарқынды айналысатын Шарль Мессье 1787 жылы құйрықты жұлдызға ұқсайтын араласқан қозғалыссыз объектілердің каталогын құрастырды. Мессье каталогына тұмандықтармен қатар, басқа да объектілер - галактикалар (мысалы, жоғарыда аталып өткен М31- Андромеда галактикасы) және шар тәріздес жұлдыз шоғырлары (М13 - Геркулес шоғыры) кірді.
Астрономияның даму деңгейіне және телескоптардың мүмкіндіктеріне байланысты тұмандық ұғымы біршама анықтала бастады: тұмандықтардың бір бөлігі жұлдызды шоғырлар деп, ал қараңғылары (жұтушы) газтозаңды тұмандықтар ретінде және де 1920 ж алдымен Лундмарк, соңынан Хаблл анықтады, галактика қатарының шеткі аймақтарын жұлдыздарға жатқызу және сол арқылы олардың табиғатын анықтауға қол жетті.
Тұмандықты сыныптау кезінде қолданылатын бірінші ерекшелік - жұту немесе жарықты сәулелендіру немесе тарату, яғни тұмандық көрсеткіші қараңғы және жарық болып ажыратылады. Біріншілері өздерінің артында орналасқан көздің жарығын сіңіру арқылы, ал екіншілері - жанында орналасқан жұлдыздардың жарығын шағылыстыру немесе өз жарығын тарату арқылы ерекшеленеді.
Жарық тұмандықтардың сәулелену табиғаты, энергия көздері, оларды қыздырушы сәулелер, олардың пайда болуына тікелей байланысты және түрлі табиғатқа ие болуы мүмкін, бір тұмандықта бірнеше сәулелену механизмі әрекет ететіні белгілі.
Тұмандықты газдық және тозаңдық деп бөлу шартты болып табылады, себебі барлық тұмандықтар тозаң мен газдан тұрады. Мұндай бөлу түрлі тарихи бақылау әдістеріне тікелей байланысты, мысалы: тозаңның болуы күңгірт тұмандықтардың өздерінің артында орналасқан сәулелену көзінен шыққан жарықты сіңіруі, шағылыстыруы немесе таратуы немесе жұлдыз тұмандығында немесе оған жақын орналасқан сәулелену тозаңының тұмандығы бар қайта сәулелендіру; газ қоспасының өзіндік тұман тартуы ыстық жұлдыз (жұлдыз шоғырлары немесе планетарлық тұмандық айналасындағы ІІ иондалған сутегінің Н эмиссиялық аймақтары) тұмандығында орналасқан ультракүлгін сәулелену арқылы иондау кезінде немесе аса жаңа жарылыс немесе Вольф-Райе типті жұлдыздардың қуатты жұлдызды желі әсерінен соққы толқыны көмегімен жұлдызды желі әсерінен соққы толқыны көмегімен жұлдызаралық ортаны қыздыру кезінде байқалады.

1.3.1 Эмиссиялық тұмандықтар

Эмиссиялық тұмандық дегеніміз жоғары температуралы газ бұлты болып табылады. Осы түрдегі тұмандық аясында жұлдыз бұлтта атомдарға ультракүлгін сәуле түсіреді. Бұл атомдар салыстырмалы төмен энергетикалық деңгейге түсетіндіктен, олар сәуле таратады. Бұл үдеріс неонды жарық түсіруге ұқсас болып табылады. Бұл тұмандықты жарық таратуға итермелейді. тұмандықтар әдетті сутегінің көп мөлшерде болуы себебінен қызыл түске боялады. Көк, жасыл сияқты қосымша түстер басқа элемент атомдарымен жасалуы мүмкін, бірақ сутегі кең таралған болып табылады. Эмиссиялық тұмандықтың мысалы ретінде Үшарқар тұмандығын айтуға болады.

Сурет 1.1. Orion Nebula

Эмиссиялық тұмандықтар олардың ішінде немесе олардың жанында сирек кездесетін - ыстық көгілдір алпауыт жұлдыздар орналасатындықтан сәуле таратады. Оларды ультракүлгін сәулелер деп атау дұрысырақ болар еді, себебі олардың негізгі сәулеленуі спектрдің қатал ультракүлгін аралығында орын алады. 91,2 нм қысқа толқынды сәулелену сутегінің жұлдызаралық атомдарымен оңай сіңіріледі және иондалады, яғни олардың ішіндегі электрондар мен ядро атомы протондар арасындағы байланысты оңай үзеді. Бұл процесс (иондалу) қарама-қарсы процеспен (рекомбинация) теңестірілген, оның нәтижесінде өзара тартылыс күші әсерінен электрондар протондармен бейтарап атомдарға қайта бірігеді. Бұл процесс электромагниттік кванттардың таралуымен жүреді. Бірақ әдетте электрон протонмен бейтарап атомға бірігер кезде бірден атомның төменгі энергетикалық деңгейіне түспейді, ол бірнеше аралықтарда кідіреді және әрбір деңгейден деңгейге өту аралығында фотон таратады, ал оның энергиясы атом иондаған фотон энергиясынан төмен болады. Нәтижесінде, бір ультракүлгін фотон бірнеше оптикалықтарға бөлшектенеді. Осылайша газ жұлдыздың көзге көрінбейтін ультракүлгін сәулесін оптикалық сәулеге айналдырады, осының нәтижесінде біз тұмандықты көреміз.
Үшарқар тұмандығы сияқты эмиссиялық тұмандықтар дегеніміз ультракүлгін жұлдыздармен қыздырылатын газ. Дәл осы табиғатқа ескірген жұлдыздармен тасталатын газдан тұратын планетарлық тұмандықтар ие.
Жұлдызаралық ортаның басым бөлігі бақылаушыларға ешбір оптикалық телескоп арқылы көрінбейді. Бірақ бұл ережеге бағынбайтындары да бар, ол газды тұмандықтар, олар ең қарапайым оптикалық құралдармен де бақыланады. Олардың ішіндегі ең атақтысы - Үлкен Үшарқар тұмандығы, ол тіпті жай көзге де көрінеді (көру қабілеті жақсы болған жағдайда) және өте мықты бинокль немесе кішкентай телескоп арқылы әдемі көрініске ие болады. Газды тұмандықтардың жүздеген түрлері белгілі, олар бізден түрлі қашықтықта орналасқан және барлығы дерлік жас ыстық жұлдыздар кездесетін Құс жолына жақын маңда таралған.
Эмиссиялық тұмандықтарда газ тығыздығы оларды қоршайтын ортаға қарағанда біршама жоғары, сонымен қатар, олардағы бөлшектердің шоғыры куб сантиметрде бірнеше ондаған немесе жүздеген атомдарды құрайды. Мұндай орта жер өлшемдерімен салыстырғанда вакуум өлшемдеріне сай келеді (салыстырсақ, мысалы, қалыпты атмосфералық қысымда ауа бөлшектерінің шоғыры 3*1019 молекуласм3, тіпті аса қуатты вакуум сораптары да газ тұмандықтарында болатын төмен тығыздықты қамтамасыз ете алмайды). Үшарқар тұмандығы біршама салыстырмалы аз сызықтық өлшемге ие (20-30 жарық жылы). Кейбір тұмандықтардың диаметрі 100 жарық жылынан асып түсетіндіктен, олардағы гадың толық массасы Күннің ондаған мың массаларына дейін жетуі мүмкін.
Эмиссиялық тұмандықтар олардың ішінде немесе олардың жанында сирек кездесетін - ыстық көгілдір алпауыт жұлдыздар орналасатындықтан сәуле таратады. Оларды ультракүлгін сәулелер деп атау дұрысырақ болар еді, себебі олардың негізгі сәулеленуі спектрдің қатал ультракүлгін аралығында орын алады. 91,2 нм қысқа толқынды сәулелену сутегінің жұлдызаралық атомдарымен оңай сіңіріледі және иондалады, яғни олардың ішіндегі электрондар мен ядро атомы протондар арасындағы байланысты оңай үзеді. Бұл процесс (иондалу) қарама-қарсы процеспен (рекомбинация) теңестірілген, оның нәтижесінде өзара тартылыс күші әсерінен электрондар протондармен бейтарап атомдарға қайта бірігеді. Бұл процесс электромагниттік кванттардың таралуымен жүреді. Бірақ әдетте электрон протонмен бейтарап атомға бірігер кезде бірден атомның төменгі энергетикалық деңгейіне түспейді, ол бірнеше аралықтарда кідіреді және әрбір деңгейден деңгейге өту аралығында фотон таратады, ал оның энергиясы атом иондаған фотон энергиясынан төмен болады. Нәтижесінде, бір ультракүлгін фотон бірнеше оптикалықтарға бөлшектенеді. Осылайша газ жұлдыздың көзге көрінбейтін ультракүлгін сәулесін оптикалық сәулеге айналдырады, осының нәтижесінде біз тұмандықты көреміз.
Үшарқар тұмандығы сияқты эмиссиялық тұмандықтар дегеніміз ультракүлгін жұлдыздармен қыздырылатын газ. Дәл осы табиғатқа ескірген жұлдыздармен тасталатын газдан тұратын планетарлық тұмандықтар ие.

1.3.2 Шағылысу тұмандықтары

Шағылысу тұмандығы эмиссиялық тұмандықтан меншікті сәуле шығарудыңболуымен ерекшеленеді. Ол тозаң мен газдан тұратын бұлт болып табылады және ол көрші жұлдыздан немесе жұлдыз топтарынан тарлатын жарық энергисын шағылыстырады. Шағылыстыру тұмандығы көбінесе жұлдыздардың пайда болу орнында орналасады. Олар шағылысқан жарыққа байланысты көкшіл реңкке ие, себебі көкшіл түстің шағылысу деңгейі біршама тиімдірек. Үшбөлшекті тұмандық -шағылыстыру тұмандығының көрнекті мысалы бола алады.
Кейде суық газ-тозаңдық бұлттарға жақын жарық жұлдыздар орналасады. Онда олардың жарығы тозаңдарда таралып шағылысу тұмандығы байқалады.
Эмиссиялық тұмандықтармен салыстырғанда олар өздеріне жарық беретін жұлдыздар спектрі сияқты үздіксіз спектрге ие.
Бұл арқылы өткен немесе шағылысқан жұлдыз жарығын зерттей отырып тозаң бөлшектері жайлы көп нәрсе білуге болады. Мысалы, поляризациялаудан өткен жарық тозаңдардың сүйірленген пішінді екенін білдіреді, яғни жұлдызаралық магнит өрісі әсерінен белгілі бағытқа ие болатын тозаңдар. Ғарыш тозаңдарының қатты бөлшектері 0,1-1 мкм өлшемге ие. Яғни, темір-силикатты немесе графит ядрошық жеңіл элементтерден тұратын мұз тонмен көмкерілген дегенді білдіреді. Тозаңдардың графит және силикат ядрошықтары салыстырмалы салқын алпауыт жұлдыздардың атмосферасында пайда болады және содан кейін жұлдызаралық кеңістікке лақтырылып, сол жерде суып ұшқан элементтерден тұратын тонмен қапталады.

Сурет 1.2. Trifid Nеbula

Галактикадағы тозаңның толық массасы жұлдызаралық газ салмағының 1% құрайды, бірақ бұл да аз емес, себебі Күн сияқты планеталардың ондаған миллиондарының массасына тең болып табылады. Жұлдыздардың жарық энергиясын жұта отырып тозаң біршама аз температураға дейін қызады (әдетте, абсолют нольден бірнеше ондаған градус жоғары), ал жұтылған энергияны өте ұзын толқынды инфрақызыл сәуле түрінде таратады, ал ол электромагнитті толқындар межелік оптикалық және радиодиапазон аралығындағы орынды алады (толқын ұзындығы - ондаған және жүздеген микрометр). Арнайы ғарыш құрылғыларында орнатылған телескоптармен қабылданатын бұл сәуле тозаң салмағы, біздің және басқа галактикаларда қыздырылу көздері жөнінде ақпарат береді. Шағылысу тұмандықтары жұлдыздармен жарықтандырылатын газ-тозаңды бұлт болып табылады. Егер жұлдыз (жұлдыздар) жұлдызаралық бұлтта орналасса, бірақ өз айналасы сутегінің қажетті мөлшерін иондауға жеткілікті дәрежеде ыстық болмаса, онда тұмандықты оптикалық таратудың негізгі көзі болып жұлдызаралық тозаңда шашылатын жұлдыздар жарығы саналады. Осындай тұмандықтардың мысалы болып Саңлақтар тобы шоғырындағы жарық жұлдыз айналасында жиналған тұмандықтар саналады.
Шағылысу тұмандықтарының көбі Құс жолы жазықтығына жақын жерде орналасқан. Кейбір жағдайларда жоғары галактикалық ендіктерде шағылысу тұмандықтары байқалады. Бұл Құс жолы дискісінің жұлдыздарымен сәулеленген пішіні, өлшемдері, тығыздығы мен салмағы әртүрлі газ-тозаңды (көбінесе молекулярлы) бұлттар. Олар беттік қабаттың өте төмен жарықтылығы (әдетте аспан түсінен біршама ашықтау болады) әсерінен зерттеуге қиын. Әдетте галактика суреттерінде кескінделе отырып, олар галактика суреттерінде жоқ бөлшектердің, мысалы құйрықтар, бөгеттер және т.б. сияқты денелердің пайда болуына әкеледі.
Кейбір шағылыстыру тұмандықтары құйрықты жұлдыз тәріздес түрге ие және кометарлы деп аталады. Бұндай тұмандықтың басында әдетте тұмандыққа жарық түсіретін Т Торпақ тәріздес ауыспалы жұлдыз орналасады. Бұндай тұмандықтар кей кезде оларға жарық беретін жұлдыздардың ауыспалылығын бақылай отырып ауыспалы жарықтыққа ие. Әдетте кометарлық тұмандықтардың өлшемдері өте аз - парсектің (3,08567758 х 1016м) жүзден бір бөлігіне жуық.
Шағылдырғыш тұмандықтың сирек кездесетін түрлерінің бірі болып Персей шоқжұлдызында 1901 жылы орын алған жаңа жұлдыздың жарқ етуінен кейін байқалған жарық жаңғырығы саналады. Жарық жарқыл тозаңға жарық беріп, бірнеше жыл әлсін-әлсін барлық жаққа жарық жылдамдығымен таралған тұмандық байқалды. Жарық жаңғырығынан басқа жаңа жұлдыздардың жарқылынан кейін аса жаңа жұлдыз жарқылының қалдығына ұқсас газ тұмандықтары пайда болады.
Көптеген шағылыстыру тұмандықтары жұқа талшықты құрылымға, яғни парсектің жүздік немесе мыңдық үлесіне тең қалыңдықты параллель талшықтар жүйесіне ие. Талшықтардың пайда болуы магнитті өріспен өтілген астаулы немесе ауыстыру тұрақсыздығымен байланысты. Газ бен тозаң талшықтары магнит өрісінің лепті жолақтарын ажыратып, арасына жұқа талшықтар құрастыра отыра араларына енеді.
Жарықтықтың және жарық поляризациясының шағылыстыру тұмандығының беткі қабаты бойынша таралуын зерттеу, сонымен қатар осы көрсеткіштердің толқын ұзындығына тәуелділігін өлшеу жұлдызаралық тозаңның альбедо, таралу индикатрисі, тозаң мөлшері, пішіні және бағыты сияқты қасиеттерін белгілеуге мүмкіндік береді.

1.3.3 Қараңғы тұмандықтар

Қараңғы тұмандық дегеніміз өзінен кейін орналасқан объектілерден таралатын жарыққа кедергі болатын тозаң бұлты болып табылады. Ол құрамы бойынша шағылыстыру тұмандығына өте ұқсас, бірақ жарық көзінің орналасуымен ерекшеленеді. Қараңғы тұмандықтар әдетте шағылыстыру және тұмандықтармен қатар байқалады. Үшарқар жұлдыздардың шоғырындағы Ат басы тұмандығы осы қараңғы тұмандықтың танымал мысалдарының бірі болып табылады. Ат басы пішініне ұқсас тозаңның қараңғы аймағы өзінен кейін орналасқан қтан жарықты қалқалайды.

Сурет 1.3. Horsehead Nebula

Қараңғы тұмандықтар әдетте тозаңның жұлдызаралық жарықты жұтуы нәтижесінде мөлдір болмайтын, жұлдызаралық газ және жұлдызаралық тозаңның тығыз бұлты ... жалғасы
Ұқсас жұмыстар
Қоршаған орта
Орта шамалар
Қоректік орта
Маркетингтік орта
Қоршаған орта факторлары
Ерте орта ғасырлардағы Жапония
Қоршаған орта – қамқорлыққа зәру
Ағза және қоршаған орта
Кейінгі орта ғасырлардағы Англия
Жылуэнергетикасы және қоршаған орта
Пәндер

Қазақ тілінде жазылған рефераттар, курстық жұмыстар, дипломдық жұмыстар бойынша біздің қор №1 болып табылады.

Байланыс

Qazaqstan
Phone: 777 614 50 20
WhatsApp: 777 614 50 20
Email: info@stud.kz
Көмек / Помощь
Арайлым
Біз міндетті түрде жауап береміз!
Мы обязательно ответим!
Жіберу / Отправить

Рахмет!
Хабарлама жіберілді. / Сообщение отправлено.

Email: info@stud.kz

Phone: 777 614 50 20
Жабу / Закрыть

Көмек / Помощь