Закон за всеобщото привличане на Нютон. Еднородна гравитираща среда не може да бъде в покой това прави средата неустойчива




Дата канвертавання24.04.2016
Памер146.38 Kb.




Текст към презентацията
1.

СРЕДИЩА НА ЗВЕЗДООБРАЗУВАНЕ
Астрономия за любителите на астрономията
Надя Кискинова
Народна астрономическа обсерватория

Стара Загора
2. Нютон и идеята му за първичните нееднородности на веществото

  • Идеята и механизмът на образуване на звездите и планетите произтича от самия закон за всеобщото привличане на Нютон.




  • Еднородна гравитираща среда не може да бъде в покой - това прави средата неустойчива




  • Възникват

първични нееднородности
3.

Първичните нееднородности, от които впоследствие са възникнали галактиките


4. Джеймс Джинс основоположник на теорията на звездообразуване
През 1902 г., когато Джинс е само на 25 години, излиза фундаменталният му труд “Устойчивост на сферичните мъглявини”, където е основата на съвременната теория за гравитационните неустойчивости, обясняваща структурните елементи във Вселената – галактики и купове от тях, звезди, планети, спътници.
5. условие за звездообразуване

Нека си представим еднородна среда, в която поради движението й в пространството винаги има вероятност в нея да възникне малка нееднородност, както е разсъждавал и Нютон. Веднъж възникнала, тази нееднородност лавинообразно привлича към себе си все повече частици от средата.

На гравитационното свиване възниква противодействие – налягането на газа.
Критичният размер, при който двете сили – налягането на газа “отвътре” и гравитацията, стремяща се да го свие “отвън” – се уравновесяват

бил изчислен от Джинс.
6. Барнард 68 в Змиеносец

Тази “дупка” в небето е огромен тъмен облак от прах и молекулярен газ със значителна плътност, наречен Барнард 68. Той е сравнително близо до нас – 500 св.г и е с размери от порядъка на половин св.г


7. Сега е известно, че в междузвездната среда има облаци от газ и прах.

Някои от тези нееднородности могат да съществуват неопределено дълго време и в тях да не възникнат условия за звездообразуване.

Условията, обуславящи поведението на подобни нееднородности са


масата,
размерът
и
температурата
на облака.

8. Аналитично зависимостта между величините
маса М,
плътност ρ, и Т - температура
изглежда така:

M
> 9/4 . (2πρ)½ . (kT/GM)³/²

където k е константата на Болцман,


k = 1,380 658 , 10 * (-23) J.s;
G
e гравитационната константа,
G = 6,672 . 10 * (-11) m³/kg.s²,
а π е числото 3,14.

Смисълът на тази зависимост е, че кълбовиден облак с плътност ρ и температура Т ще бъде стабилен


тогава и само тогава, когато
неговата маса М
е по-голяма или поне равна на израза в дясната част.
9. Критерият за неустойчивост на Джинс
може да се запише и във вида:

R < 0,7 M/M© 1/T pc

Където R е размерът на нееднородността в парсеци;


М е масата й,
ако тази нееднородност е почти изцяло от водород
Т - температурата
а M© е масата на Слънцето.

Критерият на Джинс е изпълнен за облак с маса от порядъка на 1 000 слънчеви маси дори при температура 300 К, ако размерите му са по-малки от 2 парсека.


10. NGC 1333 в Персей

Облак с такава маса се разпада на няколко фрагмента
с маса около слънчевата, от които впоследствие се раждат звезди, както сочат наблюденията.
Не случайно това са стойности, близки до тези на нашата Слънчева система, а и на новооткритите планетни системи през последните години.

Не случайно това са стойности близки до тези на нашата Слънчева система, а и на новооткритите планетни системи през последните години.


11. МЕЖДУЗВЕЗДНА СРЕДА

  • Пространството между звездите е запълнено от

средно 1 атом вещество в куб. см,

а също от излъчване от всякакъв вид и

магнитни полета – на звездите в близост до тях и общото галактично магнитно поле.


  • Общата маса на веществото в междузвездната среда е около 3-4% от масата на веществото в звездите от Галактиката.

12. Междузвездното вещество



Съдържа: газ и прах
Съставки на газа:


  • Атомарен или неутрален водород –

Н І, излъчващ на дължина на вълната 21 см


  • Молекулярен водород – излъчващ в далечната ултравиолетова част на спектъра




  • Хидроксил ОН, излъчващ на

дължина на вълната 18 см


  • Въглероден окис СО


13. атомарният водород в Галактиката очертава спиралната й структура
14. МЕЖДУЗВЕЗДНИ ОБЛАЦИ

Пространствената плътност на

газово-праховата среда се мени плавно в галактичния диск само в големи мащаби.

На отделни места обаче с характерни размери от порядъка на 40-50 пс има концентрации, наречени междузвездни облаци.

Плътността на газа и праха в тях е

10 пъти над средната

за галактичното междузвездно вещество,

а общата им маса

е стотици хиляди - милион слънчеви маси.

Броят на облаците в Галактиката се оценя на

5-10 хиляди.
15. Нашата Галактика Млечния път отстрани

тъмни прахови мъглявини

На фона на звездите от Млечния път се проектирали други – тъмни петна. През ХІХ век Анджело Секи предположил, че това са облаци от студени газове и ги нарекъл глобули, но едва в началото на ХХ век Барнард доказал, че те наистина са такива. През 1927 г. той издал фотографският “Атлас на Млечния път” с 349 светли и тъмни мъглявини и съставил каталог на 182 тъмни мъглявини върху Млечния път


16. газово-прахов комплекс Планините на съзиданието в Касиопея

Този фантастичен пейзаж се вижда в края на гигантска област на звездообразуване W5 или IC 1848, която заедно с IC 1805 са част от комплекс, наречен неформално Сърце и душа в съзвездието Касиопея. Той се намира на 7 хиляди св.г от нас. На това инфрачервено изображение на космическия телескоп “Спитцер” с пространствени размери на зрителното поле 70 св.г са облаците от газ и прах, наречени удачно Планини на съзиданието. Те са формирани от звездният вятър и излъчване на масивна звезда горе вдясно, но извън самото изображение. Виждат се и все още обвитите в облаци неотдавна възникнали звезди пак под действие на масивната звезда.
17.

Фигурата на характерното зимно съзвездие – легендарният ловец Орион.


18.

Сред една от ярките звезди на Меча на Орион всъщност е най-близката област на звездообразуване, в която е видимата дори с просто око като размито петънце – Голяма мъглявина от Орион.


19. Голямата мъглявина в Орион

КЛАСИФИКАЦИЯ НА МЕЖДУЗВЕЗДНИТЕ ОБЛАЦИ
Дифузни емисионни мъглявини – предимно от газ,
с неопределена форма
Н ІІ области – йонизиран водород

Мъглявината в Орион е петънце, видимо и с просто око под трите характерни звезди от пояса на легендарния ловец. Това е изображението й с уредите на орбиталния телескоп “Хъбъл”. Тази мъглявина, известната Конска глава и ред още обекти на това място от небето са части от една огромна област на звездообразуване, намираща се на само 1500 св.г. от нас.
20. Н ІІ области йонизиран водород

Н ІІ областите са около 1/10 от пълната маса на междузвездните облаци.
Съществуват много кратко време – около милион години.

21. Н І области – атомарен водород



Тези облаци са много повече от Н ІІ областите 40% от всички останали. Температурата им е

70-100 К

и тук не се излъчва видима светлина.
Атомарният водород излъчва на дължина на вълната 21 см в радиодиапазона
Това е мъглявината Розетка в края на огромен молекулярен облак в съзвездието Еднорог на разстояние от 3 000 св.г. Изображението на тъмните влакна е в Нα лъчи, на които преизлъчва нагорещения от младите звезди водород от пространството с размери 25 св.г.
22. Н І области – атомарен водород

Котешка лапа или Мечи нокът в Скорпион
23. Тъмни прахови мъглявини предимно от прах

Конската глава в Орион

Температурата им е по-ниска – 10-100 К, а концентрацията на веществото по-висока – 100-1000 частици в куб. см.


24.

Забележителният междузвезден прахов облак, който под действие на звездните ветрове и излъчване е приел доста познатия ни земен профил на Конска глава, е на разстояние 1 500 св.г. Самата мъглявина заема около 5 св.г. от пространството и е само част от обширния газово-прахов комплекс в Орион. Конската мъглявина е нанесена в каталозите като Барнард 33. Ние го виждаме само защото се проектира на фона на ярката червена емисионна мъглявина IC 434. А отражателната мъглявина NGC 2023 чудесно контрастира със синия си цвят с чеевената IC 434. На това изображение като че ли Конската мъглявина е осветена с лъчи отгоре, но тези лъчи са просто вътрешно отражение в телескопа на ярката звезда Сигма Орион горе извън зрителното поле.


25. Молекулярни облаци
поради огромните им размери се наричат още Гигантски молекулярни облаци (ГМО)



  • Средната маса на такъв облак е 1000 маси на Слънцето,

а масата на ГМО в Галактиката е 40% от всички останали.


  • Температурата им е много ниска – 5-50 К,

а концентрацията на веществото им – най-висока –

1000-1000 000 частици в куб. см.


  • Това е студената инертна маса с най-бавно движение в общото въртене на галактичното вещество с почти кръгова орбита около центъра на Галактиката.




  • Общият брой на ГМО в Галактиката е 6000,

като поне 1000 са с маси повече 100 хиляди слънчеви.
26. Гигантски молекулярни облаци
ГМО



  • студени ГМО – с температура 5-10 К с по-малки маси.

Те запълват пространството в спиралните ръкави и между тях.

Тук няма звездообразуване.




  • топли ГМО – с температура 10-50 К.

Масивните ГМО обикновено са в близост с други характерни за звездообразуването обекти като горещи облаци от йонизиран водород – Н ІІ области;

горещи млади звезди от спектрални класове О-В;

мъглявини от свръхнови и др.
27. Гигантски молекулярни облаци ГМО

ГМО имат сложна структура – в тях се наблюдават:




  • малки уплътнения;

  • кондензации;

  • няколко такива структури са поместени в едромащабни кондензации;

  • всички те са потопени в дифузна обвивка от молекулярен водород,

  • намираща се от своя страна в обвивка от атомарен водород.


Уникалното за ГМО е ролята на

собствената им гравитация

за тяхното съществуване, което се дължи на голямата им маса.

28. Глобули

Терминът е въведен от Секи още през ХІХ век във връзка с наблюдаемите тъмни мъглявини на фона на Млечния път. Сега така се наричат малките тъмни петна с:


  • кръгла форма;




  • размери от 0,05 до 0,25 пс и



  • маса на газа и праха в тях 0,1 до 100 маси на Слънцето.



Черни мрачни облаци се носят върху това отчетливо и красиво изображение на космическия телескоп “Хъбъл”. Тези плътни непроницаеми прахови облаци, известни като глобули, са отчетливи на фона на близките до тях ярки звезди в този активен район на звездообразуване.

Глобулите тук са открити още през 1950 г., но за тяхното съществуване се предполагаше от още по-рано – 1947 г.

Досега астрономите знаеха твърде малко за тяхната същност и със сигурност факта, че те асоциират с областите Н ІІ от йонизиран водород, типични за местата на зараждане на звезди.

Районът IC 2944 е пълен с прах и газ, осветявани от близките масивни звезди на младия звезден куп. Тези звезди са много по-горещи, големи и масивни от нашето Слънце.


29. Пръстите на съзиданието в Орел

Мъглявината в Орел, наричана още Пръстите на съзиданието.

Тя е като средновековна кула, но от студен газ и прах, извисяваща се от звездните ясли. Въздушната кула е “висока” 90 трилиона км или 2 пъти разстоянието от Слънцето до най-близката до нас звезда.
30. газово-прахови комплекси

Мъглявината в Орел в близък план

Това изображение е получено с Камерата за обзори на космическия телескоп “Хъбъл” през ноември 2004 г.
31. Газово-прахови комплекси

Ключ към разбиране произхода на газово-праховите комплекси е свойството


еластичност

на

галактичното магнитно поле.

Схема на спиралните ръкави на нашата Галактика, следващи галактичните магнитни линии.


32. ЗВЕЗДООБРАЗУВАНЕ

През 1964 г. японските астрофизици Хаяши и Накано за първи път подробно изследват динамиката на свиване на нееднородностите на веществото.

Моделът им е разчетен за:


  • сферично-симетрична еднородна маса вещество от порядъка на слънчевата,

  • с температура 15 К,

  • размер от порядъка на 2 милиона слънчеви радиуса и

  • плътност 10*(-19) г/куб. см.


Такъв обект е невидим за външен наблюдател, а наличието му може да бъде детектирано само на дължина на вълната 10 мкм в инфрачервения диапазон.
33. ЗВЕЗДООБРАЗУВАНЕ

Два процеса водят до уплътняване на междузвездните облаци.

Първият е по време на

гравитационната неустойчивост,

която представлява “спусък”

на процеса на колапса,

а вторият е същинският колапс на облака и той се нарича



колапс на свободното падане.
34. IC 1396 в Цефей

Облаците от светещ водород и тъмните ивици от прах изглеждат зловещо на тази снимка на активната област на звездообразуване IC 1396, намираща се на разстояние 2 000 св.г. в съзвездието Цефей. Тук има и горещи млади звезди, чието ултравиолетово лъчение откача електрони от атомите водород. Когато електроните и атомите рекомбинират, излъчват се характерните цветни линии върху тъмен фон в спектъра на тези емисионни мъглявини. Във видимата част от спектъра най-ярката емисионна линия е в червената част и се обозначава като Нα.

Това изображение е получено по Програмата за фотометричен обзор на небето в Нα линията с телескопа, наречен на Исак Нютон. То обхваща област с размер около 20 св.г. Добре се виждат ярките плътни области вътре в IC 1396 – най-подходящите места за зараждане на масивни звезди.

35. Етап на свободното падане


на частиците

Гравитацията е единствената сила, действаща върху частиците и те падат свободно към центъра на масите.

Ударите между тях са малко и затова само малка част от потенциалната гравитационна енергия на частиците се превръща в топлинна. Температурата остава ниска,

вътрешното газово налягане – също.


Характерното време за протичане на този етап е

50-100 хиляди години.

В крайна сметка възниква протозвезда

уплътнение с размерите на Слънчевата система до орбитата на Плутон или 10 000 слънчеви радиуса и

плътност, нарастнала до 10*(-12) г/куб. см.
36. Етап на оформяне на хидростатично равновесно ядро стадий на Хаяши

На този етап обаче вече се говори за определена структура –

формиращо се ядро и различни слоеве на протозвездата:


  • около ядрото е зоната на утаяване на частиците – попадането им върху ядрото;




  • зона на прозрачност на веществото – тук би трябвало да е фотосферата, но над нея има




  • прахова фотосфера – на разстояние 10 млрд. км от ядрото падащите свободно към него прахови частици се нагряват от идващото отвътре излъчване и температурата достига няколко стотин К. В по-дълбокия слой температурата вече е 2 000 К и прашинките се разрушават -–това е вътрешната граница на фотосферата. Тя би трябвало да е видима за външен наблюдател, ако не е обвита от праховата фотосфера.




  • външна обвивка

37. Етап на бавно гравитационно свиване


38.


39. протозвезда

Основната част от гравитационната си енергия звездата отделя, когато радиусът и светимостта й се доближат до крайните стойности.

Или, вероятността да се наблюдават протозвезди съвсем близо до Главната последователност е по-голяма.

Тогава температурата в недрата вече е от порядъка на поне

3 милиона К.

Температурата вече е достатъчна за започване на интензивни термоядрени реакции.

Свиването на звездата не спира изведнъж. Необходимо е още малко време, докато енергията на термоядрения синтез се уравновеси с гравитацията и тогава вече можем да говорим на типична звезда от

Главната последователност.

40. НАБЛЮДАТЕЛНИ ОБЕКТИ проверка на теорията на звездообразуване

41. Мъглявината Лунен сърп

Космическият телескоп “Хъбъл” получи това детайлно изображение на типична област на звездообразуване в нашата галактика Млечен път – масивна звезда в края на живота си, носеща се през веществото, което е изхвърлила преди само 250 000 години чрез бурния си звезден вятър. Това вещество се осветява от звездата и формата му наподобява сърп /Луна в пълнолуние/. Така е наречена тази мъглявина, чието обозначение в каталозите е NGC 6888. Звездата WR 136 спада към класа на свръхгорещите огромни краткоживущи звезди на Волф-Райе. Пъстрото изображение на “Хъбъл” разкрива с безспорна яснота природата на шелфа от вещество около тази звезда, състоящ се от фрагменти и по-плътни възли газ / в синьо/. Цялата структура наподобява осветявана от ултравиолетовата светлина на звездата WR 136 овесена каша в прозрачна опаковка.
42. О-В асоциации

Трапеца в Орион
43.

В свиващия се облак първи възникват масивните звезди. Първоначално те се проявяват като инфрачервени източници, потопени в ГМО. С нарастване температурата на излъчването им, те стават ярки обекти в ултравиолетовата област. Тогава техните фотони йонизират водородния газ на протозвездния облак и външен наблюдател регистрира Н ІІ област. Силният звезден вятър от тези звезди разкъсва остатъка от облака. Ако в малка част се появат няколко масивни ярки протозвезди едновременно, остатъците от облака за кратко време се разпиляват в пространството и процесът на звездообразуване спира дотук. Звездите са слабо свързани динамично. Всичко това са характерните признаци на наблюдаваните О-В звездни асоциации.


44. Променливи тип Т Tau

Звездата T-Tau. Вижда се и изхвърленото вещество от нея вдясно.

Тези звезди са открити през средата на ХІХ век в дифузни мъглявини. Блясъкът им се изменя неправилни периоди със съществена амплитуда от 3-4 зв. величини в рамките само на 1-4 часа. До началото на ХХ век в мъглявината в Орион са регистрирани 70 такива звезди със взривна променливост на блясъка и максимум на амплитудата изразена максимално в ултравиолетовия диапазон. Били наречени орионови променливи.

Същевременно били открити и ярки обекти с подобно поведение и изразена максимална амплитуда във видимия диапазонпроменливи от тип RW Колар (RW Aur).


45. Променливи звезди
Т Телец (
T Tau)

Критерият за принадлежност към този тип са:




  • наличие на емисионен спектър;

  • неправилни промени на блясъка с големи амплитуди и

  • бързи промени с амплитуди 0,1-1 зв. величина.

Най-същественото за този тип неправилни взривни променливи е, че се концентрират в тъмни мъглявини в близост до типични области на звездообразуване и

образуват групи – т.нар. Т-асоциации.
На диаграмата на Хершпрунг-Ръсел тези звезди се намират малко над Главната последователност.

Тези две обстоятелства говорят, че неправилните променливи Т Телец са всъщност протозвезди. Особеностите в спектрите им означават наличие на разширяваща се газово-прахова обвивка във вид на звезден вятър със скорост няколко десетки км/сек, отнасящ маса 1/десет-стомилионна слънчеви маси за година. Самите звезди от този тип са с маси 0,5-3 слънчеви и се намират в конвективен стадий на гравитационно свиване, все още губят голяма част от масата си чрез звездния си вятър и имат много ниски плътности на атмосферите си. Промените в излъчването им се обясняват с голямата им неустойчивост – бързи топлинни промени в структурата им и продължаващо гравитационно свиване.


46. Обекти на Хербиг-Аро – НН
47. Обекти на Хербиг-Аро – НН

Първите обекти, открити независимо от Хербиг и Аро през 1954 г., са в южната част на областта Ic - типичната област на звездообразуване в Орион. Чрез сравняване на снимки на тази област, получени по различно време, направило впечатление появата на светли емисионни мъглявини, разположени по една права на еднакви разстояния една от друга по продължението на Меча на Орион. Тези обекти асоциират със струите, изхвърлени от протозвездите - променливите от тип Т Телец (T Tau) - по направление на оста на въртене в противоположни посоки. Излъчването им се обяснява с това, че струите се разпространяват със свръхзвукова скорост, тъй като по това направление плътността на остатъчното вещество от облака е ниска. Това позволява скоростта на струйното изхвърляне тук да е с висока – свръхзвукова скорост за тази среда от няколко стотин км/сек. Така се обяснява емисионния спектър на тези обекти.


48. Звезди, които се въртят достатъчно бързо около собствената си ос и изхвърлят от своите полярни области мощни струи вещество, се наричат проплиди

Астрономите смятат, че около тях с голяма вероятност могат да се открият зараждащи се планетни системи или вече формирали се планети.Ако такава звезда се намира във вътрешността на газов облак, необходимите условия за раждането на планети в нейната околност фактически вече са налице – струите вещество от полюсите на звездата ще забавят въртенето й до такава степен, че възникването на планетите става възможно.


49. ОБРАЗУВАНЕ НА ПЛАНЕТНИ СИСТЕМИ

Новородените звезди изхвърлят външните слоеве наситена с прах протозвездна обвивка – праховата фотосфера, която изглежда като плетеница от пръстенообразни влакна. Те бавно се разсейват в пространството, но част от този остатъчен материал дава началото на планети.

Планетите се образуват в резултат на слепване на твърдите и студени частици и този процес протича на практика едновременно с формирането на самата звезда.

Една от най-ярките звезди на южното небе Фомалхаут (от арабски “устата на рибата”) от съзвездието Южна риба сега наблюдаваме в този стадий на развитие.


50. Мъглявината Лагуна

Част от мъглявината Лагуна около звездата Хершел 36 с почти пълен комплекс обекти, характерни за такава областт на звездообразуване – млади масивни ярки звезди, някои от които вече избухнали като свръхнови, ударни вълни от тях, все още тъмно инертно вещество, светли дифузни облаци от водород и какво ли още не…








База данных защищена авторским правом ©shkola.of.by 2016
звярнуцца да адміністрацыі

    Галоўная старонка