ÐбÑÑÑнение:
на пеÑвом ÑоÑо кÑивой пÑавÑй маленÑкий кÑÑжек(не в ÑенÑÑе пеÑеÑеÑение линий)
Ñлева под ÑÑÑелкой ÑÑеÑÑ ÐºÑÑок линии, Ñам же не дÑÑа в деÑали
Ñак же не Ð¿Ð¾Ð½Ð¸Ð¼Ð°Ñ ÑмÑÑла доÑÑÑоений ÑадиÑÑа ÑеÑÑиÑголÑника
ÑÑÑаннÑе линий
на вÑоÑом Ñгол кÑивоваÑ
Ñ Ð±Ñ Ñделал пÑоÑÑо ÑÑÑелки ÑнаÑÑжи и во внÑÑÑÑ
кÑÐ¸Ð²Ð°Ñ ÑÑÑелка под 20
ÑÑеÑий
ÑаÑÑи обвел желÑÑм,нижнÑÑ Ð¿Ð¾Ð´Ð¿Ð¸ÑаÑÑ Ð±Ñ, и вообÑе они ÑÑÑаннÑе
возможно веÑÑ Ð½ÑÑ Ð¼ÐµÐ½ÑÑе должна бÑÑÑ Ð¸ 15
и нижнÑÑ Ð¼ÐµÐ½ÑÑе и 20
ÑÐ°Ð·Ð¼ÐµÑ Ñ 30 лÑÑÑе подалÑÑе вÑнеÑÑи, он впÑиÑÑк к дÑÑÐ³Ð¾Ð¼Ñ ÑазмеÑÑ
Межзвёздная пыль — твёрдые микроскопические частицы, наряду с межзвёздным газом заполняющие пространство между звёзд. В настоящее время считается, что пылинки имеют тугоплавкое ядро, окружённое органическим веществом или ледяной оболочкой. Химический состав ядра определяется тем, в атмосфере каких звёзд они сконденсировались. Например, в случае углеродных звёзд, они будут состоять из графита и карбида кремния[1].
Типичный размер частиц межзвёздной пыли от 0,01 до 0,2 мкм, полная масса пыли составляет порядка 1 % от полной массы газа. Свет звёзд нагревает межзвёздную пыль до нескольких десятков Кельвинов, благодаря чему межзвёздная пыль является источником длинноволнового инфракрасного излучения.
Пыль также влияет на химические процессы, проходящие в межзвёздной среде: пылевые гранулы содержат тяжёлые элементы, которые используются как катализатор в различных химических процессах. Гранулы пыли участвуют и в образовании молекул водорода, что увеличивает темп звёздообразования в металло-бедных облаках[2].
Межзвёздный газ — это разрежённая газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами. Межзвёздный газ прозрачен. Полная масса межзвёздного газа в Галактике превышает 10 миллиардов масс Солнца или несколько процентов суммарной массы всех звёзд нашей Галактики. Средняя концентрация атомов межзвёздного газа составляет менее 1 атома в см³. Основная его масса заключена вблизи плоскости Галактики в слое толщиной несколько сотен парсек. Плотность газа в среднем составляет около 10−21 кг/м³. Химический состав примерно такой же, как и у большинства звёзд: он состоит из водорода и гелия (90 % и 10 % по числу атомов, соответственно) с небольшой примесью более тяжёлых элементов. В зависимости от температуры и плотности межзвёздный газ пребывает в молекулярном, атомарном или ионизованном состояниях. Наблюдаются холодные молекулярные облака, разреженный межоблачный газ, облака ионизованного водорода с температурой около 10 тыс. К. (Туманность Ориона), и обширные области разреженного и очень горячего газа с температурой около миллиона К. Ультрафиолетовые лучи, в отличие от лучей видимого света, поглощаются газом и отдают ему свою энергию. Благодаря этому горячие звёзды своим ультрафиолетовым излучением нагревают окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность. Более холодный, «невидимый» газ наблюдают радиоастрономическими методами. Атомы водорода в разреженной среде излучают радиоволны на длине волны около 21 см. Поэтому от областей межзвёздного газа непрерывно распространяются потоки радиоволн. Принимая и анализируя это излучение, учёные узнают о плотности, температуре и движении межзвёздного газа в космическом пространстве.
Тест прошел проверку