Межзвездная среда

Cтраница 2

Обнаруженная в межзвездной среде и ставшая эфф. Из источника, в к-ром под влиянием электрич. В сортирующем устройстве с помощью маги, поля происходит сортировка атомов: возбужденные атомы поступают в кварцевую камеру, находящуюся в объемном резонаторе, настроенном на частоту линии 21 см, а невозбужденные - отклоняются в сторону. В радиоастрономии этот стандарт как наиб, стабильный используется в качестве гетеродина в системах радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами. [16]

Астрофизические объекты-звезды, межзвездная среда, галактики - представляют собой диссипативные системы и лишь на достаточно малых временах могут рассматриваться как изолированные. Физическое строение такой системы описывается нелинейными дифференциальными уравнениями, в которых учитывается взаимосвязь между происходящими в ней процессами. Уравнения содержат параметры, от значений которых зависит, в каком состоянии система находится. При изменении этих параметров и достижении ими критических значений она становится неустойчивой и переходит в другое состояние. Эволюция диссипативной системы не может быть предсказана однозначно. Невозможность точно предусмотреть результат ее эволюции обусловлена, как об этом подробно говорилось в главе 1, характером описывающих ее нелинейных уравнений и следующим из них образованием странных аттракторов. [17]

Мощным средством изучения межзвездной среды служат радионаблюдения. В большей части пространства температура межзвездного газа низка, порядка 100 К, и он не способен ни испускать оптическое излучение, ни поглощать его. Практически все атомы водорода при такой температуре находятся в основном энергетическом состоянии, а для перевода атома из этого состояния в ближайшее возбужденное энергии оптических квантов недостаточно. Но у атома водорода основной энергетический уровень состоит из двух очень близких так называемых подуровней, разность энергий которых соответствует энергии фотона с длиной волны 21 см. Фотоны с такой длиной волны, относящейся к хорошо наблюдаемой части радиодиапазона, могут и поглощаться и излучаться межзвездным водородом. [18]

Оперение самолета. 1 - стабилизатор. 2 - руль высоты. 3. [19]

Изучает вопросы строения межзвездной среды и структуры Галактики по данным космич. [20]

Ясно, что структура межзвездной среды очень сложна. Тем не менее для расчетов полезно иметь простую модель. Области НИ сосредоточены вблизи плоскости Галактики. С другой стороны, судя по мерам вращения, тормозному поглощению на низких частотах и мерам дисперсии пульсаров, полутолщина слоя НИ значительно больше, около 700 пс. Точность этих значений низка, но они дают правильное по порядку величины представление о распределении различных составляющих газового диска Галактики. Эти значения относятся к окрестностям Солнца. Ближе к центру Галактики ситуация существенно меняется и в радиусе 4 кпс от центра большая часть водорода находится в молекулярном состоянии. [21]

Для теоретической оценки влияния межзвездной среды на солнечный ветер нужно знать ее основные параметры: плотность нейтрального газа и плазмы, температуру, магнитное поле, скорость межзвездного газа относительно Солнца, а также плотность кинетической энергии КЛ. [22]

Однако в применении к межзвездной среде данный механизм, по-видимому, малоэффективен ( по крайней мере, для частиц с энергиями, большими 1 - 3 ГэВ / нуклон), поскольку характерное время ускорения намного больше времени жизни КЛ в Галактике. Возможно, этот механизм эффективен в радиогалактиках. [23]

Впрочем, в реальных условиях межзвездной среды гравитационное притяжение, по-видимому, не играет существенной роли. [24]

НП являются наиболее яркими участками межзвездной среды. НП, часто наблюдаемые в центральных частях галактик. [25]

Важная особенность большинства методов изучения межзвездной среды заключается в том, что на Земле измеряются интегральные характеристики вдоль луча зрения от наблюдателя до границы Галактики. Ясно, что она зависит от распределения вещества и температуры вдоль луча зрения. Поэтому при интерпретации измерений интегральных характеристик необходимо проявлять некоторую осторожность и тщательно проверять сделанные предположения. [26]

Исследование показывает, что намагниченность межзвездной среды имеет большое значение для интерпретации данных, полученных в космических экспериментах. С другой стороны, результат воздействия магнитного поля на полную картину течения может быть более существенным при В / Voo. Очевидно, что картина течения в этом случае трехмерна. Это означает, что головная ударная волна в форме быстрой ударной волны имеет больше шансов для исчезновения. [27]

РРЛ позволяют изучать третью основную составляющую межзвездной среды - области ионизованного газа. В первую очередь это НП-области, которые очень распространены в Галактике. [28]

Основная ударная волна бежит наружу в невозмущенной межзвездной среде, если же вспышке предшествовала стадия истечения массы в форме звездного ветра, то сначала в потерянном предсверхновой веществе. При прохождении через фронт ударной волны околозвездный газ сжимается, нагревается и приобретает характерную для выброшенного вещества скорость. Возвратная ударная волна распространяется внутрь в выброшенном газе, л в ней этот газ сжимается, нагревается и тормозится. [29]

Взаимодействие мощного ветра горячих звезд с межзвездной средой приводит к образованию сферич. Такие оболочки известны вокруг нек-рых звезд типа Вольфа - Райе с кон. Недавно советскими учеными были обнаружены аналогичные оболочки вокруг О - и В-сверхгигантов. [30]

Страницы: 1 2 3 4