yulduzlararo chang va gaz

PPT 7 стр. 633,0 КБ Бесплатная загрузка

7 стр.

FaylHub.uz

Скачать через Telegram

Размер 633,0 КБ

Тип файла PPT

Страницы 7

Обновлено Дек 2025

Предварительный просмотр (5 стр.)

Прокрутите вниз 👇

1 / 7

3- §. yulduzlararo chang va gaz 3- §. yulduzlararo chang va gaz yulduzlar osmoni tushirilgan fotorasmlarda ular bir tekis taq-simlanmaganini sezish mumkin. buning asosiy sababi, ayrim — yulduzlar kam kuzatiladigan sohalarda nurlanishni kuchli yutadigan yirik chang materiyaning borligidir. yulduzlararo bunday nurlanishni kuchli yutuvchi materiyaning borligini bundan yuz yildan ko'proq vaqt oldin taniqli astronom y.v.starve bashorat qilgan edi. 1930- yillarda yulduzlararo bunday muhitning mavjudligi uzil-kesil tasdiqlandi. bunday nurlanishni kuchli yutuvchi chang muhitining borligiga janubiy krest yulduz turkumida proyeksiyalanadigan «ko'mir qopi» va orion yulduz turkumida joylashgan «ot boshi» tumanliklari yorqin misol bo'la oladi (127-rasm). «ko'mir qopi» qora tumanligi bizdan 150 pk masofada, o'lchami 8 pk ga yaqin somon yo'lidagi tumanlik bo'lib, uning burchak o'lchami 3° ni tashkil etadi. teleskop bilan kuzatilganda uning ko'rish chegarasida kuzatiladigan xira yulduzlarning soni tumanlikdan tashqarida shunday maydonda kuzatiladigan yulduzlar sonidan taxminan 3 martacha kam chiqadi. bundan «ko'mir qopi» undan narida joylashgan yulduzlarning nurlanishlarini yutib, ularning nurlanishlarini qariyb …

2 / 7

izarishi bilan tasdiqlangan. bu hodisani miqdor jihatidan xarakterlash uchun, yulduzning kuzatilgan rang ko'rsatgichi clk bilan uning spektriga mos rang ko'rsatkichi cls orasidagi farq bilan belgilanadigan rang orttirmasi ce degan tushuncha kiritiladi: ce = clk-cls. aniq bir rangdagi yutilish kattaligi yulduz kattaligining o'zgarishi bilan quyidagicha ifodalanadi: δm = γ ce, bu yerda γ — proporsionallik koeffitsiyentini ifodalab, agar yutilish fotografik yulduz kattaliklarida ifodalansa, 4 ga yaqin sonni, agar vizual yulduz kattaliklarida ifodalansa, 3 ga yaqin sonni beradi. yulduzning haqiqiy yulduz kattaligi m0 uning kuzatilgan yulduz kattaligi mk orqali quyidagicha topiladi: m0 = mk - δ m = mk - γ ce. quyosh atrofida 1000 pk li masofada joylashgtan yulduzlar uchun rang orttirmasi 0,5m ga teng bo'lib, unga mos dm δw = l,5m, boshqacha aytganda, bu yulduzlarni ko'rinma nurlanishlari yulduzlararo yutuvchi muhit tomonidan taxminan 4 martacha susaytirilgan bo'lar ekan. gazsimon tumanliklar. tim qorong'i osmonda yulduzlararo gaz hatto qurollanmagan ko'z bilan ham ko'rish …

3 / 7

bunda yulduzning quwatli ultrabinafsha nurlanishining asosiy qismi gaz atomlarini ionlashtirishga sarf bo'lib, kam qismi, oqibatda issiqlikka aylanadigan elektronlarning kinetik energiyasini orttirishga ketadi. 128—rasm. orion yulduz turkumidan joy olgan ulkan orion gaz tumanligi. 129—rasm. orion yulduz turkumidagi “rozetka” gaz tumanligi. ionlashgan gazda erkin elektronlarning atom bilan bog'langan holatga o'tishi bilan kechadigan rekombinatsiya hodisasi kuzatilib, bunda atomlar, dastlab yutilgan qattiq ultrabinafsha nurlarning kvantlari o'rniga, ko'zga ko'rinadigan diapazonda, nisbatan kam energiyali bir necha kvantlarda nurlanadi, boshqacha aytganda, fluoressensiya hodisasi ro'y beradi. tumanlikda bu jarayon tufayli qaror topgan 104 k ga teng temperatura mazkur tumanlikning issiqlik radionurlanishi orqali tasdiqlanadi. neytral vodorodning galaktika bo'ylab taqsimlanishi. vodo-rodning yulduzlararo fazodan joy olgan sovuq gazlarda kuzatiladi-gan neytral chizig'i, bu sohalarning fizik xossalari va tabiatlarini qisman bo'lsa-da o'rganishga imkon beradi. galaktikamizda neytral vodorodning taqsimlanishi to'g'risidagi to'la ma'lumotni vodorodning bevosita nurlanishini o'rganish asosida qo'lga kiritish mumkin. bunga neytral vodorodning, radiodiapazonda, 21 sm li to'lqindagi nurlanishlarini o'rganish orqali erishiladi. 21 sm …

4 / 7

olgan barcha yo'nalishlarda, galaktikaning aylanishi tufayli, turli obyektlarning nuriy tezliklarining farqi masofaning ortishi bilan ortib boradi. shuning uchun ham galaktikaning nuriy tezligining ma'lum qiymati bilan xarakterlanadigan turli sohalari o'rganilayotgan to'lqin uzunligining dopplercha siljishi tufayli 21 sm li to'lqin uzunligidan sal uzunroq va sal qisqaroq «xususiy» to'lqin uzunligi bilan nurlanadi. har bir to'lqin uzunligiga mos radiospektr chizig'ining profili galaktikamiz differensial aylanish effektining kattaligiga mos masofada gaz zichligi haqida ma'lumot beradi.

5 / 7

Хотите читать дальше?

Скачайте все 7 страниц бесплатно через Telegram.

Скачать полный файл

О "yulduzlararo chang va gaz"

3- §. yulduzlararo chang va gaz 3- §. yulduzlararo chang va gaz yulduzlar osmoni tushirilgan fotorasmlarda ular bir tekis taq-simlanmaganini sezish mumkin. buning asosiy sababi, ayrim — yulduzlar kam kuzatiladigan sohalarda nurlanishni kuchli yutadigan yirik chang materiyaning borligidir. yulduzlararo bunday nurlanishni kuchli yutuvchi materiyaning borligini bundan yuz yildan ko'proq vaqt oldin taniqli astronom y.v.starve bashorat qilgan edi. 1930- yillarda yulduzlararo bunday muhitning mavjudligi uzil-kesil tasdiqlandi. bunday nurlanishni kuchli yutuvchi chang muhitining borligiga janubiy krest yulduz turkumida proyeksiyalanadigan «ko'mir qopi» va orion yulduz turkumida joylashgan «ot boshi» tumanliklari yorqin misol bo'la oladi (127-rasm). «ko'mir qopi» qora tumanligi bizdan 150 pk maso...

Этот файл содержит 7 стр. в формате PPT (633,0 КБ). Чтобы скачать "yulduzlararo chang va gaz", нажмите кнопку Telegram слева.

Теги: yulduzlararo chang va gaz PPT 7 стр. Бесплатная загрузка Telegram