Межзвездный газ
Cтраница 2
Кинематические свойства межзвездного газа в связи с изотропией космических лучей, Докл. [16]
Поглощение в межзвездном газе уменьшается по закону X3, и на длинах волн, соответствующих мягким рентгеновским лучам 100 - 10 А ( 10 - 1 нм), Галактика становится достаточно прозрачной для наблюдений объектов, находящихся за ее пределами. Классический рентгеновский диапазон энергий 1 - Ю кэВ, как оказалось, чрезвычайно интересен для астрономии и сейчас он очень интенсивно исследуется при помощи орбитальных рентгеновских обсерваторий. [17]
Галактики, в к-рых межзвездный газ непрозрачен в этой линии), а частота и профиль линии позволяют определить по эффекту Доплера лучевые скорости I. [18]
Характерная особенность распределения межзвездного газа, правда, присущая также и распределению многих типов звезд - это спиральная структура. Лучше всего эта структура наблюдается на фотографиях других галактик, полученных на обычных пластинках. Спиральные рукава представляют собой вытянутые и закручивающиеся вокруг ядра галактики скопления газа, пыли и горячих звезд. [19]
Для определения движения межзвездного газа необходимо, вообще говоря, решить соответствующие уравнения межзвездной газодинамики, которые мы и выведем в этой главе. Однако предварительно сделаем несколько замечаний. [20]
При турбулентных скоростях межзвездного газа порядка v 10 км / с характерное время жизни вихря получается т 3 1014 с 107 лет, так что характерное время затухания галактического поля равно t 2 108 лет. Это значение, конечно, весьма неточно, так как межзвездный газ неоднороден в столь высокой степени, что простое понятие длины перемешивания, на котором основана эта оценка, может потребовать некоторого изменения. К примеру, коэффициент 0 2 в (17.89) получен из численных экспериментов с однородными жидкостями. Подходит ли он к столь клочковатой среде, как межзвездный газ. Возможно, еще более существенно то, что мы пренебрегали плавучестью и динамической неустойчивостью галактического магнитного поля, характерное время развития которых ближе к 107 лет. Мы полагаем, что 108 лет - это лишь порядок величины времени затухания галактического поля. Время затухания мало по сравнению с возрастом Галактики 1010 лет, поэтому приходится сделать вывод, что современное галактическое поле не первично, а поддерживается каким-то видом динамо-активности в газовом диске. [21]
Физические условия в межзвездном газе, находящемся в данном случае преимущественно в состоянии с низкой температурой ( Т - С 104 К), сложные, и при расчетах пришлось сделать ряд недостаточно обоснованных допущений. Поэтому результаты указанных работ не представляются столь надежными, как описанные выше. [22]
С точки зрения газодинамики межзвездный газ можно рассматривать как чисто водородный, однако примесь других элементов, особенно кислорода, азота и углерода, существенна для теплового баланса межзвездного газа с излучением. [23]
К счастью, взаимодействие межзвездного газа с галактическим магнитным полем определяется в основном только факторами, хорошо известными из наблюдений ( см. [403]), а именно самим существованием этого газа, его средней плотностью ( 1 - 2 атомов Н на 1 см3), а также размерами ( 102 - 103 пс) и скоростями ( 10 км / с) основных неоднородностей. [24]
В отдельных плотных образованиях межзвездного газа, расположенных рядом с сильными источниками возбуждения, может возникать мазерное излучение. [26]
В соответствии с состоянием межзвездного газа различают области HI и НИ. [27]
В типичных молекулярных облаках межзвездного газа с концентрацией молекул водорода - 106 см 3 и темп-рой 10 К. Джинса Mj в неск. Солнца Л / Q-199 - 10за г. Фрагменты облаков с MMj будут сжиматься, образуя прото-звезды. [28]
Существует также ионизованная составляющая диффузного межзвездного газа. Лучше всего ее плотность определяется по мерам дисперсии пульсаров. Найденные таким образом значения Ne имеют большой разброс, что неудивительно, поскольку физические условия в межзвездной среде меняются в широких пределах. [29]
Мы уже отмечали, что межзвездный газ состоит в основном из водорода, и потому степень ионизации последнего является одним из существенных параметров, определяющих состояние межзвездного газа. [30]
Страницы: 1 2 3 4