Последние сообщения91
О волновой природе напряжений и деформаций и механизме концентрации пи в земной коре / Re: О волновой природе напряжений и деформаций и механизме концентрации пи
« Последний ответ от Устьянцев Валерий Николаевич Января 20, 2024, 09:47:02 am »Структура небулярного облака и межзвездной среды
Химический состав межзвездного газа оказался близок составу атмосфер Солнца и звезд. В нем преобладают атомы водорода (Н) и гелия (Не), в качестве примесей – кремний (Si), магний (Мg), железо (Fе), алюминий (Аl), кислород (О), углерод (С), азот (N) и некоторые простые их соединения. Имеются в ничтожном количестве (в концентрации порядка 10-7) и молекулы СН, СН+, СN, Н2. Плюс означает ионизованные молекулы. К настоящему времени известно уже около 60 разнообразных молекул в составе межзвездного газа. Все атомы и ионы среды находятся в невозбужденном состоянии. Это значит, что вследствие чрезвычайно высокого разрежения их взаимные столкновения практически исключены и все атомы, ионы и молекулы будут находиться на невозбужденном (основном) энергетическом уровне. На этом уровне они могут только поглощать излучение на определенных резонансных частотах. Вот по этим резонансным линиям поглощения в спектре и была получена информация о химическом составе межзвездной среды. Неоценимую роль в этих исследованиях сыграли внеатмосферные наблюдения со спутников и межпланетных станций. Дело в том, что земная атмосфера поглощает все внеземное излучение с длиной волны короче 2900 А, соответствующей далекой ультрафиолетовой области спектра.
Кроме газа в межзвездной среде наблюдаются и мельчайшие частички (размером меньше микрона) межзвездной пыли. Она фиксируется в красной области спектра, так как синие и фиолетовые лучи пылинками поглощаются. Покраснение удаленных объектов служит указанием на наличие между ними и наблюдателем космической пыли.
В состав пылинок входят металлы, силикаты, графит, льдинки застывшего газа и т.д. Форма многих из них вытянутая – они являются как бы элементарными диполями, оси которых ориентированы вдоль магнитных силовых линий межзвездных магнитных полей. Это очень слабые поля, имеющие напряженность всего 10-5 эрстед. Но поскольку межзвездный газ является преимущественно ионизованным, то он обладает высокой электропроводимостью и, следовательно, магнитные силовые линии приклеены к газу, следуя причудливым очертаниям межзвездных туманностей. Кинетическая (максвелловые скорости движения атомов и молекул) температура газа и частиц межзвездной среды составляет несколько Кельвинов. Средняя плотность пыли в 100 раз меньше плотности газа и составляет 10-26 г/см3.
Таким образом, межзвездная среда – это физический континуум. По нему распространяются даже ударные волны при взрыве сверхновых, в нем происходят сложные движения газа и магнитных полей.
Межзвездная среда не является однородной. В ней различаются области с повышенной концентрацией вещества – так называемые межзвездные туманности, или облака; и весьма разреженные области, в которых число частиц на 1 см3 не превышает 0,1.
Как происходит сгущение облаков в протозвездную туманность? Поступление ионизованного газа происходит из центра, вероятно, из ядра Галактики. Двигаясь по спиральным рукавам, он уплотняется, попадая в «ямы» – изгибы магнитных силовых линий, которые сдерживают газ от хаотичного растекания. Под тяжестью газа магнитные силовые линии упруго прогибаются до тех пор, пока сила упругости не уравновесится массой межзвездного газа. Такова «причина» образования пылегазового комплекса. Дальнейшая эволюция облака будет связана с взаимодействием двух сил – гравитации, стремящейся сжать облако, и газового давления, стремящегося его рассеять. Согласно теории (Шкловский, 1984), облака с массой, равной солнечной, и радиусом порядка 1 пс не будут сжиматься собственной гравитацией. Комплексы с массой более 103М0, с температурой 50 К и радиусом в десятки парсек – будут. При сжатии происходит возрастание давления и температуры. Газовое противодавление не мешает при этом сжатию, так как избытки температуры на первой начальной стадии сжатия отводятся молекулярном водородом, теплоемкость молекулы которого чрезвычайно высока и равна 4,97 кал/град. Обилие молекулярного водорода в таких пылегазовых комплексах подтверждается наблюдением. Что же касается облаков с солнечной массой, то, как показывают расчеты, сжатие возможно при радиусе облака 0,02 пс и концентрации частиц газа в нем 106 см3. При большей общей массе облака – 10М0 – сжатие его начнется при меньшей концентрации частиц – 104 см3. Из этого следует интересный вывод. Реальнее всего сжатие начинается у больших газопылевых комплексов. Когда же средняя плотность значительно увеличится, они распадаются на отдельные неоднородные в плотностном отношении и по массе части, которые в дальнейшем конденсируются самостоятельно. Вот почему звезды образуются не изолированными одиночками, а скоплениями. Не является исключением и наше Солнце.
Звезды, имеющие массу, близкую к солнечной, ввиду общности процессов их образования, по всей вероятности, имеют сопутствующие планетные системы. Следовательно, планетных систем только в нашей Галактике – многие миллионы. Ближайшая к нам – Толиман – находится в созвездии Центавра на расстоянии всего 1,33 пк. Как мы уже знаем, по своим физическим характеристикам и возрасту она подобна Солнцу. Имеются все основания считать ее дочерним образованием, возникшим вместе с Солнцем из одной пылегазовой глобулы.
И, наконец, как объяснить высокую скорость вращения звезд? Наблюдением установлено, что отдельные участки облаков межзвездного газа движутся относительно друг друга с большой скоростью, достигающей 1 км/с. При сжатии гигантского по размерам облака его вращающийся момент, согласно законам сохранения момента количества движения (см. гл. I), сохраняется. Но по мере уменьшения радиуса сжимающегося облака скорость его осевого вращения неизбежно возрастает. При этом теоретически она может достигнуть световых скоростей. Однако легко показать, что в этом случае конденсация вещества в протозвездную массу просто не состоится. Аккреция тела может иметь место, если центробежное ускорение меньше силы тяжести (неравенство Пуанкаре, см. §3 наст. главы). Потеря скорости осуществляется за счет передачи момента соседним сжимающимся системам по силовым линиям магнитного поля в окружающую среду.
Звездообразование в Галактике идет непрерывно. Ежегодно прекращают существование три-четыре звезды. Следовательно, за время жизни Галактики – 10 млрд. лет – выродилось до 40 млрд. звезд. Видимо, для поддержания динамического равновесия Галактика автоматически компенсирует их недостаток или убыль воспроизведением новых звездных систем. Это тем более закономерно, что время жизни массивных звезд с М = 10М0 менее 100 млн. лет. Сохранение в Галактике массивных звезд является серьезным доказательством верности всей теории звездообразования.
Другими источниками сведений о составе первичного досолнечного облака являются метеориты, космическая пыль, вещество земных и лунных пород, а также химические спектры хвостов комет, звездных и планетных атмосфер.
Поскольку возраст метеоритов оказался таким же, как возраст Земли (4,7 млрд. лет), их можно рассматривать как свидетелей допланетной истории Солнечной системы. Некоторые из них, как показывают изотопные исследования (Войткевич, 1979), оказываются реликтами протовещества туманности, которое пошло на формирование планетных тел и Солнца. Правда, здесь не исключена некоторая переработка части метеорного вещества путем соударения, слипания отдельных мелких частиц в более крупные агломераты. Часть метеоритов представляет собой, как показывают исследования, фрагменты разрушившихся более крупных родительских тел – астероидов – диаметром до 500 – 1000 км. Столь крупные астероиды до сих пор наблюдаются в поясе астероидов между орбитами Марса и Юпитера. Это, например, Церера (диаметр 1003 км), Паллада (608 км), Веста (538 км). Около 110 астероидов, из известных 1600, имеют диаметр более 100 км. Шарообразная форма крупных астероидов свидетельствует о значительной роли в них гравитационных сил сжатия. Отсюда неизбежен разогрев недр и определенный процесс дифференциации протовещества в недрах этих астероидов.
Судя по многочисленным кратерам различного диаметра (от долей метра до десятков километров), наблюдаемых на планетах и их спутниках, в поясе астероидов сохранилась лишь малая часть их первоначальной гигантской массы.
Химический состав межзвездного газа оказался близок составу атмосфер Солнца и звезд. В нем преобладают атомы водорода (Н) и гелия (Не), в качестве примесей – кремний (Si), магний (Мg), железо (Fе), алюминий (Аl), кислород (О), углерод (С), азот (N) и некоторые простые их соединения. Имеются в ничтожном количестве (в концентрации порядка 10-7) и молекулы СН, СН+, СN, Н2. Плюс означает ионизованные молекулы. К настоящему времени известно уже около 60 разнообразных молекул в составе межзвездного газа. Все атомы и ионы среды находятся в невозбужденном состоянии. Это значит, что вследствие чрезвычайно высокого разрежения их взаимные столкновения практически исключены и все атомы, ионы и молекулы будут находиться на невозбужденном (основном) энергетическом уровне. На этом уровне они могут только поглощать излучение на определенных резонансных частотах. Вот по этим резонансным линиям поглощения в спектре и была получена информация о химическом составе межзвездной среды. Неоценимую роль в этих исследованиях сыграли внеатмосферные наблюдения со спутников и межпланетных станций. Дело в том, что земная атмосфера поглощает все внеземное излучение с длиной волны короче 2900 А, соответствующей далекой ультрафиолетовой области спектра.
Кроме газа в межзвездной среде наблюдаются и мельчайшие частички (размером меньше микрона) межзвездной пыли. Она фиксируется в красной области спектра, так как синие и фиолетовые лучи пылинками поглощаются. Покраснение удаленных объектов служит указанием на наличие между ними и наблюдателем космической пыли.
В состав пылинок входят металлы, силикаты, графит, льдинки застывшего газа и т.д. Форма многих из них вытянутая – они являются как бы элементарными диполями, оси которых ориентированы вдоль магнитных силовых линий межзвездных магнитных полей. Это очень слабые поля, имеющие напряженность всего 10-5 эрстед. Но поскольку межзвездный газ является преимущественно ионизованным, то он обладает высокой электропроводимостью и, следовательно, магнитные силовые линии приклеены к газу, следуя причудливым очертаниям межзвездных туманностей. Кинетическая (максвелловые скорости движения атомов и молекул) температура газа и частиц межзвездной среды составляет несколько Кельвинов. Средняя плотность пыли в 100 раз меньше плотности газа и составляет 10-26 г/см3.
Таким образом, межзвездная среда – это физический континуум. По нему распространяются даже ударные волны при взрыве сверхновых, в нем происходят сложные движения газа и магнитных полей.
Межзвездная среда не является однородной. В ней различаются области с повышенной концентрацией вещества – так называемые межзвездные туманности, или облака; и весьма разреженные области, в которых число частиц на 1 см3 не превышает 0,1.
Как происходит сгущение облаков в протозвездную туманность? Поступление ионизованного газа происходит из центра, вероятно, из ядра Галактики. Двигаясь по спиральным рукавам, он уплотняется, попадая в «ямы» – изгибы магнитных силовых линий, которые сдерживают газ от хаотичного растекания. Под тяжестью газа магнитные силовые линии упруго прогибаются до тех пор, пока сила упругости не уравновесится массой межзвездного газа. Такова «причина» образования пылегазового комплекса. Дальнейшая эволюция облака будет связана с взаимодействием двух сил – гравитации, стремящейся сжать облако, и газового давления, стремящегося его рассеять. Согласно теории (Шкловский, 1984), облака с массой, равной солнечной, и радиусом порядка 1 пс не будут сжиматься собственной гравитацией. Комплексы с массой более 103М0, с температурой 50 К и радиусом в десятки парсек – будут. При сжатии происходит возрастание давления и температуры. Газовое противодавление не мешает при этом сжатию, так как избытки температуры на первой начальной стадии сжатия отводятся молекулярном водородом, теплоемкость молекулы которого чрезвычайно высока и равна 4,97 кал/град. Обилие молекулярного водорода в таких пылегазовых комплексах подтверждается наблюдением. Что же касается облаков с солнечной массой, то, как показывают расчеты, сжатие возможно при радиусе облака 0,02 пс и концентрации частиц газа в нем 106 см3. При большей общей массе облака – 10М0 – сжатие его начнется при меньшей концентрации частиц – 104 см3. Из этого следует интересный вывод. Реальнее всего сжатие начинается у больших газопылевых комплексов. Когда же средняя плотность значительно увеличится, они распадаются на отдельные неоднородные в плотностном отношении и по массе части, которые в дальнейшем конденсируются самостоятельно. Вот почему звезды образуются не изолированными одиночками, а скоплениями. Не является исключением и наше Солнце.
Звезды, имеющие массу, близкую к солнечной, ввиду общности процессов их образования, по всей вероятности, имеют сопутствующие планетные системы. Следовательно, планетных систем только в нашей Галактике – многие миллионы. Ближайшая к нам – Толиман – находится в созвездии Центавра на расстоянии всего 1,33 пк. Как мы уже знаем, по своим физическим характеристикам и возрасту она подобна Солнцу. Имеются все основания считать ее дочерним образованием, возникшим вместе с Солнцем из одной пылегазовой глобулы.
И, наконец, как объяснить высокую скорость вращения звезд? Наблюдением установлено, что отдельные участки облаков межзвездного газа движутся относительно друг друга с большой скоростью, достигающей 1 км/с. При сжатии гигантского по размерам облака его вращающийся момент, согласно законам сохранения момента количества движения (см. гл. I), сохраняется. Но по мере уменьшения радиуса сжимающегося облака скорость его осевого вращения неизбежно возрастает. При этом теоретически она может достигнуть световых скоростей. Однако легко показать, что в этом случае конденсация вещества в протозвездную массу просто не состоится. Аккреция тела может иметь место, если центробежное ускорение меньше силы тяжести (неравенство Пуанкаре, см. §3 наст. главы). Потеря скорости осуществляется за счет передачи момента соседним сжимающимся системам по силовым линиям магнитного поля в окружающую среду.
Звездообразование в Галактике идет непрерывно. Ежегодно прекращают существование три-четыре звезды. Следовательно, за время жизни Галактики – 10 млрд. лет – выродилось до 40 млрд. звезд. Видимо, для поддержания динамического равновесия Галактика автоматически компенсирует их недостаток или убыль воспроизведением новых звездных систем. Это тем более закономерно, что время жизни массивных звезд с М = 10М0 менее 100 млн. лет. Сохранение в Галактике массивных звезд является серьезным доказательством верности всей теории звездообразования.
Другими источниками сведений о составе первичного досолнечного облака являются метеориты, космическая пыль, вещество земных и лунных пород, а также химические спектры хвостов комет, звездных и планетных атмосфер.
Поскольку возраст метеоритов оказался таким же, как возраст Земли (4,7 млрд. лет), их можно рассматривать как свидетелей допланетной истории Солнечной системы. Некоторые из них, как показывают изотопные исследования (Войткевич, 1979), оказываются реликтами протовещества туманности, которое пошло на формирование планетных тел и Солнца. Правда, здесь не исключена некоторая переработка части метеорного вещества путем соударения, слипания отдельных мелких частиц в более крупные агломераты. Часть метеоритов представляет собой, как показывают исследования, фрагменты разрушившихся более крупных родительских тел – астероидов – диаметром до 500 – 1000 км. Столь крупные астероиды до сих пор наблюдаются в поясе астероидов между орбитами Марса и Юпитера. Это, например, Церера (диаметр 1003 км), Паллада (608 км), Веста (538 км). Около 110 астероидов, из известных 1600, имеют диаметр более 100 км. Шарообразная форма крупных астероидов свидетельствует о значительной роли в них гравитационных сил сжатия. Отсюда неизбежен разогрев недр и определенный процесс дифференциации протовещества в недрах этих астероидов.
Судя по многочисленным кратерам различного диаметра (от долей метра до десятков километров), наблюдаемых на планетах и их спутниках, в поясе астероидов сохранилась лишь малая часть их первоначальной гигантской массы.