міжзоряний хмара
Міжзоряні хмари зазвичай повільно обертаються і знаходяться в стані, близькому до рівноваги. Якщо ж хмара стає досить великим і щільним, то воно нестійке: переважної силою в ньому стає тяжіння, і хмара починає стискатися. [1]
Врашенія колапсуючої міжзоряних хмар робить необхідним проведення двох і тривимірних розрахунків. [2]
У міжзоряних хмарах. з теоретичних міркувань, повинен бути молекулярний водень, але його поки не знайшли, тому що він випромінює в основному в ультрафіолеті. Випромінювання це дуже слабке, але з розвитком астрономії ультрафіолету його, напевно, знайдуть. [3]
У міжзоряних хмарах ядра конденсації досить швидко обростають оболонками з летючих елементів шляхом фіз. [4]
Отже, міжзоряні хмари руйнуються і утворюються знову. [6]
Зірки народжуються з щільних міжзоряних хмар. в яких брало розвиваються теплові та гидродинамич. Наслідком цих неустой-тична є гидродинамич. Швидкого стиснення центр, частини призводить до утворення гідростатично рівноважного ядра масою - 0 01 Мо (для повної маси коллапсірующето хмари М о. Час освіти протозвезди від початку колапсу становить 10 - 106 років. [7]
Більш того, стиснення типового міжзоряного хмари з радіусом - 0 1 пс, масою - 1Л / 0 і вморожених полем В величиною 3 - 10 6 Гс при утворенні зірки з цієї речовини повинне призводити до магнітних полів порядку 108 Гс (див. [549], розд. [8]
Сонце, гарячі зірки та деякі міжзоряні хмари. мають високі темп-ри, складаються з плазми. Іоносфера) надає істот, вплив на поширення радіохвиль в земній атмосфері. [9]
Якщо припустити, що в космосі рухаються міжзоряні хмари з сильним внутрішнім магнітним полем, то заряджені частинки будуть захоплюватися в простір між ними і при відображенні від таких рухливих магнітних дзеркал енергія частинок буде безперервно збільшуватися. [10]
Розглянемо обертову рідку сферу, яка може являти собою надра Землі, Сонце, міжзоряний хмара і, можливо, Галактику. Припустимо, що спочатку вона містила полоідальним магнітне поле. [11]
Вид (с) показує те ж саме зоряне скупчення через 703 млн. Років, коли залишилося тільки 200 зірок, Крім простих внутрішніх гравітаційних взаємодій моделювання за допомогою завдання N тіл включає дію галактичного приливної поля, втрату маси при утворенні в зоряних скупченнях наднової зірки і міжзоряні хмари. [12]
Однак в найбільших масштабах це рівність не може виконуватися, тому що надходить в середу кінетична енергія свідомо перевершує магнітну, а час заплутування може навіть перевершувати час життя системи. Так, наприклад, для гігантських міжзоряних хмар з розмірами порядку 1020 см-і великих час посилення великомасштабного поля має становити десятки мільйонів років. Якщо воно і відбувається, то про рівномірний розподіл енергій в таких масштабах говорити не доводиться. [14]
Це джерело є важливим інструментом дослідження характеристик МЗС. На промені зору в напрямку Кае А знаходяться холодні міжзоряні хмари. що дозволяє проводити їх дослідження методом просвічування - одним з найбільш ефективних в спектроскопії. Завдяки цьому щасливій обставині найбільш велика інформація про областях СП в холодних хмарах була отримана в напрямку Кае А. [15]
Сторінки: 1 2 3