МЕЖРЕГИОНАЛЬНАЯ ДИСТАННЦИОННАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ – КОНКУРС
«ПЕРВЫЕ ШАГИ В НАУКУ -2»
секция астрономия
ТЕЛЕСКОПИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ ТУМАННОСТЕЙ
Выполнили:
Максимова Ирина,
Ученица 4б класса
МОУ лицей №40,
Аксенов Илья
Ученик 4б класса
МОУ СОШ №44
Научный руководитель:
Преподаватель кафедры астрономии
и истории естествознания, НГПУ
Доцент, кан. физ-мат. наук, НИРО
2011 г.
г. Нижний Новгород
Содержание
1. Введение…………………………………………………………3
2. Газопылевые туманности……...………………………………..4
3. Межзвездный газ………………………………...………………5
4. Межзвездная пыль…...…………………………………………..6
5. Светлые туманности..……………………………………………6
6. Планетарные туманности………………………………………..7
7. Круговорот газа и пыли во вселенной………………………….9
8. Практическая часть……………………………………………...11
9. Заключение…………………………...………………………….13
10. Литература……………………………………………………….14
11. Приложение……………………………………………………...15
Введение
С древних времен людям нравилось наблюдать за звездным небом. Но подобраться ближе к звездам смогли лишь сравнительно недавно. Такую возможность может иметь практически каждый, ведь это так интересно! Наблюдать за космосом самому можно теперь с помощью телескопа. Современная наука дает возможность с помощью «Интернета» увидеть звездное небо в любое время суток и из любой точки Земли. На занятиях у нас есть возможность работать на телескопах, которые находятся на Гавайских островах и в Австралии.
Наблюдая, мы видим звезды, планеты и другие небесные тела. Но что же находится между ними? Чем заполнена пустота? А если и что-то есть, то откуда оно взялось?
Заинтересовавшись данным вопросом, мы стала изучать газопылевые туманности.
Тема работы: «Телескопические наблюдения туманностей».
Цель: Научиться работать и управлять, через Интернет, на телескопе – роботе Фолкеса и обрабатывать фотографии в программе «Фотошоп»
Задачи:
- Изучить теорию по газово-пылевым туманностям;
- Научится управлять телескопом – роботом;
- умение использовать ресурсы сети Интернет;
- изучение методики выбора небесного объекта для фотографирования на телескопе – работе, определение координат небесного тела;
- фотографирование туманностей;
- обработка фотографий в программе «Фотошоп»
-создание мультимедийной презентации.
Газопылевые туманности
Вселенная - это, по сути, почти пустое пространство. Звезды занимают лишь ничтожную его долю. Однако, везде присутствует газ, хотя и в очень малых количествах. Это в основном водород, легчайший химический элемент. Все, что заполняет пространство между звездами внутри галактик, называется межзвездной средой. И основное, что составляет межзвездную среду - это межзвездный газ. Он довольно равномерно перемешан с межзвездной пылью и пронизывается межзвездными магнитными полями, космическими лучами и электромагнитным излучением.
Из межзвездного газа образуются звезды, которые на поздних стадиях эволюции вновь отдают часть своего вещества межзвездной среде. Некоторые из звезд, умирая, взрываются как Сверхновые, выбрасывая обратно в пространство значительную долю водорода, из которого они когда-то образовались. Но значительно важнее, что при таких взрывах выбрасывается большое количество тяжелых элементов, образовавшихся в недрах звезд в результате термоядерных реакций. И Земля и Солнце сконденсировались в межзвездном пространстве из газа, обогащенного углеродом, кислородом, железом и другими химическими элементами. Чтобы узнать закономерности такого цикла, нужно знать, каким образом новые поколения звезд последовательно конденсируются из межзвездного газа. Понять, как образуются звезды, - важная цель исследований межзвездного вещества.
200 лет назад астрономам стало ясно, что кроме планет, звезд и появляющихся изредка комет на небе наблюдаются и другие объекты. Эти объекты из-за их туманного вида были названы туманностями. Французский астроном Шарль Мессье () был вынужден создать каталог этих туманных объектов, чтобы избежать путаницы при поисках комет. Его каталог содержал 103 объекта и был опубликован в 1784 г. Теперь известно, что природа этих объектов, впервые объединенных в общую группу под названием "туманности", совершенно различна. Английский астроном Уильям Гершель (), наблюдая все эти объекты, за семь лет открыл еще две тысячи новых туманностей. Он же выделил класс туманностей, которые с наблюдательной точки зрения казались ему отличными от остальных. Он назвал их "планетарными туманностями", поскольку они имели некоторое сходство с зеленоватыми дисками планет.
Примерно через миллион лет после начала расширения Вселенная еще представляла собой относительно однородную смесь газа и излучения. Не было ни звезд, ни галактик. Звезды образовались несколько позже в результате сжатия газа под действием собственной гравитации. Когда звезда быстро сжимается под действием огромного собственного гравитационного притяжения, ее внутренние слои непрерывно сжимаются. Это сжатие ведет к нагреву вещества. При температурах выше 107 градусов по Кельвину начинаются реакции, приводящие к образованию тяжелых элементов. Современный химический состав Солнечной системы является результатом реакций термоядерного синтеза, протекавших в первых поколениях звезд.
Межзвездный газ
Межзвездный газ составляет около 99% массы всей межзвездной среды и около 2% нашей Галактики. Температура газа колеблется в диапазоне от 4 градусов по Кельвину до 106 градусов по Кельвину. Наблюдения показывают, что кроме упорядоченного движения вокруг центра Галактики, межзвездные облака имеют также и хаотические скорости. Через 30-100 млн. лет облако сталкивается с другим облаком. Образуются газопылевые облака. Вещество в них достаточно плотно для того, чтобы не пропускать на большую глубину основную часть проникающей радиации. Поэтому внутри туманностях межзвездный газ холоднее, чем в межзвездных облаках. Таким образом, газо-пылевые облака должны быстро (менее чем за 106 лет) превратиться в звезды. Межзвездный газ постоянно обменивается веществом со звездами.
Межзвездная пыль
Мелкие твердые частицы, рассеянные в межзвездном пространстве почти равномерно перемешаны с межзвездным газом. Размеры крупных газопылевых облаков, о которых мы говорили выше, достигают десятков сотен парсек, а их масса составляет примерно 105 масс Солнца. Но существуют и небольшие плотные газопылевые сгустки и массой всего 0,масс Солнца. Межзвездные пылинки не сферичны и размер их примерно 0,1-1 мкм. Состоят они из песка и графита. Образуются они в оболочках поздних красных гигантов и сверхгигантов, оболочках новых и сверхновых звезд, в планетарных туманностях, около протозвезд. Тугоплавкое ядро одето в оболочку изо льда с примесями. Пылинки в межзвездной среде либо дробятся в результате столкновений друг с другом со скоростями больше 20 км/с, либо наоборот, слипаются, если скорости меньше 1 км/с.
Присутствие в межзвездной среде межзвездной пыли влияет на характеристики излучения исследуемых небесных тел. Пылинки ослабляют свет от далеких звезд.
Светлые туманности
Отражательные туманности являются газо-пылевыми облаками, подсвеченными звездами. Примером такой туманности являются Плеяды. Свет от звезд рассеивается межзвездной пылью. Большинство отражательных туманностей расположено вблизи плоскости Галактики.
Планетарные туманности
Планетарная туманность - это система из звезды, называемой ядром туманности, и окружающей ее светящейся газовой оболочки (иногда, несколько оболочек). Оболочка туманности и ее ядро связаны.
Масса оболочки планетарной туманности составляет примерно десятую часть массы Солнца.
Оболочки планетарных туманностей расширяются в окружающее пространство со скоростямикм/с под действием внутреннего давления горячего газа. По мере расширения оболочка становится разреженней, ее свечение ослабевает, и в конце концов она становится невидимой.
Ядра планетарных туманностей представляют собой горячие звезды ранних спектральных классов, претерпевающие значительные изменения за время жизни туманности. Температуры их обычно составляют – С. Ядра старых планетарных туманностей близки к белым карликам, но вместе с тем значительно ярче и горячее типичных объектов такого рода. Среди ядер встречаются и двойные звезды.
Образование планетарной туманности является одной из стадий эволюции большинства звезд. Рассматривая этот процесс, удобно разделить его на две части: 1) от момента выброса туманности до той стадии, когда источники энергии звезды в основном исчерпаны; 2) эволюция центральной звезды от главной последовательности до выброса туманности.
Эволюция после выброса туманности довольно хорошо изучена как наблюдательно, так и теоретически. Более ранние стадии гораздо менее понятны. Особенно стадия между красным гигантом и выбросом туманности.
Вспомним немного теорию эволюции звезд. Важнейшая стадия эволюции звезды начинается после того, как водород в центральных областях полностью сгорает. Тогда центральные области звезды начинают сжиматься, освобождая энергию притяжения. В это время область, в которой водород еще горит, начинает продвигаться наружу. В звезде начинаются драматические перемены, когда масса ядра составляет 10-13% массы звезды. Центральные области начинают быстро сжиматься, а оболочка звезды расширяется - звезда становится гигантом, перемещаясь вдоль ветви красных гигантов. Ядро, сжимаясь, разогревается. В конце концов, в нем начинается горение гелия. Через некоторый период времени истощаются и запасы гелия. Звездное ядро, состоящее из углерода и кислорода, быстро сжимается, а оболочка расширяется до гигантских размеров. На этой стадии звезды имеют два слоевых источника горения - водородный и гелиевый и начинают пульсировать.
Остальная часть эволюционного пути изучена гораздо хуже. У звезд с массами, превосходящими 8-10 масс Солнца углерод в ядре в конце концов загорается. Звезды становятся сверхгигантами и продолжают эволюционировать, пока не образуется ядро из элементов "железного пика" (никель, марганец, железо). Это центральное ядро, вероятно, образует нейтронную звезду, а оболочка сбрасывается в виде вспышки Сверхновой. Ясно, что планетарные туманности образуются из звезд с массами меньше 8-10 масс Солнца.
Два факта позволяют предполагать, что родоначальниками планетарных туманностей являются красные гиганты. Во-первых, звезды физически очень сходны с планетарными туманностями. Ядро красного гиганта по массе и размерам очень напоминает центральную звезду планетарной туманности, если удалить протяженную разреженную атмосферу красного гиганта. Во-вторых, если туманность сброшена звездой, то она должна иметь минимальную скорость, достаточную чтобы уйти из гравитационного поля. Расчеты показывают, что только для красных гигантов эта скорость сравнима со скоростями расширения оболочек планетарных туманностей (10-40 км/с). При этом масса звезды оценивается в 1 массу Солнца, а радиус лежит в пределах 100-200 радиусов Солнца (типичный красный гигант).
Таким образом, большинство звезд, массы которых меньше 6-10 масс Солнца, в конце концов, становятся планетарными туманностями, На предшествующих стадиях они теряют большую часть своей первоначальной массы; остается только ядро с массой 0,4-1 масса Солнца, которое становится белым карликом. Потеря массы влияет не только на саму звезду, но и на условия в межзвездной среде и на будущие поколения звезд.
Круговорот газа и пыли во вселенной
Межзвёздный газ служит материалом, из которого формируются новые звезды. В газовом облаке под действием тяготения образуются плотные сгустки – зародыши будущих звезд. Сгусток продолжает сжиматься до тех пор, пока в его центре температура и плотность не повысятся до такой степени, что начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. С этого момента сгусток газа становится звездой.
Межзвездная пыль так же принимает активное участие в процессе образования звезд. Пыль способствует более быстрому остыванию газа. Она поглощает энергию, выделившуюся при коллапсе(сжатии) протозвездного облака, переизлучает ее в других диапазонах, существенно влияя на обмен энергией между рождающейся звездой и окружающим пространством. От характера обмена, т. е. от свойств и количества пыли в облаке, зависит, образуется ли из него одна звезда или несколько и какова будет их масса.
Если в какой-либо части плотного молекулярного облака образовались звезды, то их воздействие на газ может ускорить конденсацию соседних газовых облаков и вызвать формирование звезд в них, - протекает цепная реакция звездообразования.
Рано или поздно весь водород «сгорает», превращаясь в гелий. Как только ядерные реакции горения водорода затухают, ядро звезды начинает сжиматься, а внешние слои – расширяться. Звезда сбрасывает свою оболочку или даже взрывается, как сверхновая, возвращая в межзвездную среду газ, затраченный на ее формирование.
Через сотни тысяч лет остаток этого вещества тормозится и рассеивается в межзвездной среде, а со временем опять может войти в состав какой-либо молодой звезды.
В результате термоядерной реакции в недрах массивной звезды образуются различные химические элементы. Вместе с разлетающейся оболочкой они попадают в межзвездный газ. Поэтому газ, прошедший через ядерный котел звезды, обогащен химическими элементами. И звезды рождались и умирали на протяжении многих миллиардов лет. И практически весь газ, который сейчас наблюдается в межзвездной среде, уже не раз прошел через ядерный котел.
Первоначальный газ не содержал пыли. По мере старения массивных звезд с холодной оболочкой – красных гигантов. Температура поверхности таких звезд всего 2-4 тыс. градусов. При этой температуре звезды в атмосфере образуют пылинки. Излучение звезды оказывает на них давление и выдувает пылинки в межзвездное пространство, где они смешиваются с межзвездным газом.
Так происходит круговорот газа и пыли в пределах одной галактики.
Практическая часть:
Международный проект «Телескопы Фолкеса»
Нучно-исследовательские телескопы Фолкеса расположены на Гавайских островах и в Северной Австралии. Высота каждого телескопа – 8 метров, диаметр основного зеркала – 2 метра. Телескопы представляют собой полностью автоматизированную систему, управляемую дистанционно. Все что требуется для работы с ними – доступ в Интернет. Система контроля и управления, расположенная в Великобритании, передает запрос от пользователя, который может находится где угодно, к телескопу, который сначала определяет параметры погоды и, если погода достаточно хорошая, открывает купол, наводит телескоп на заранее запланированный объект и делает необходимые снимки. При помощи этой системы всего лишь за считанные минуты по Интернету на школьные компьютеры могут приходить прекрасные фотографии звезд, галактик и других объектов Вселенной.
Методика наблюдения
1. По звездной карте, которая есть на сайте www/., мы определяем, какие созвездия видны в данный месяц.
2. Используя сайт Googl Earth, в приложении «Небо», находим видимые созвездия.
3. Затем выбираем нужные туманности и выписываем их координаты.
4. Перед наблюдением обязательно проходим тренировку в Demo на сайте www/, где отрабатываем навыки и умение управлять работой телескопа дистанционно, через Интернет.
5. В запланированное время проводим наблюдения и фотографируем выбранные объекты.
Обработка фотографий в графическом редакторе Photoshop
Не на всех снимках космические объекты получаются хорошо видимыми и 
четкими. По рекомендации специалистов с сайта Faulkes Telescope, мы использовали графический редактор Photoshop.
1. Для этого мы использовали в интерфейсе команд меню «Изображение».
2. В «Изображение» нам понадобится меню – «Коррекция».
3. «Изображение – Коррекция – Яркость/Контрастность» - делали более четкой снимок.
4. С помощью команд «Цветовой тон/Насыщенность», «Цветовой баланс», «Выборочная коррекция цвета» - делали снимок более насыщенным по цветовой гамме, так что бы был отчетливо виден космический объект.
И у нас получились очень красивые снимки!!!
Заключение
В современном мире, при данном уровне развития науки и техники, астрономия, как наука, является одной из базовых. Почти каждый человек, живущий в 21 веке, имеет хотя бы минимальный набор знаний из этой области. Ученые постоянно трудятся над совершенствованием методов познания космоса. Но для пробуждения интереса к науке важно не только совершенствование методов, но и их доступность. Данная возможность пропала у большинства учащихся средних школ потому что, предмет «Астрономия», был исключен из школьной программы. Благодаря астрономическому кружку в Нижегородском Педагогическом Университете и программам Нижегородского планетария школьники имеют возможность изучать эту науку, а, используя дистанционную работу телескопов Фолкеса в Австралии и на Гавайских островах получать наблюдательные навыки работы с телескопами и обработкой фотографий космических объектов.
Резюмируя, можно сделать вывод о том, что результаты группы Nizhny Novgorod 2 (так называется наша группа на сайте телескопы Фолкеса), имеет научно-образовательную ценность, так как мы на практике осваивали методику подготовки к наблюдениям и проведение фотосеансов.
Работа с данными техническими возможностями открывает широкие горизонты для изучения школьниками предмета астрономии и дает возможность самим наблюдать за любым объектом из различных точек Земли, определять местоположение объекта и обрабатывать фотоснимки в специальных редакторах.
Мы считаем что, этот проект является «стартовой площадкой» для развития своего творческого потенциала.
Литература
1. http://hubblesite. org/newscenter/archive/releases/2008/16/
2. «Детская энциклопедия «Астрономия» издательство «Аванта» 2011г.
Приложение
NGC 2074
планетарная туманность
NGC 2074
планетарная туманность
после обработки
NGC 6369
планетарная туманность
NGC 6369
планетарная туманность
после обработки
NGC 2818
планетарная туманность
NGC 2818
планетарная туманность
после обработки
NGC 3242
планетарная туманность
NGC 3242
планетарная туманность
после обработки
Eagle
Газопылевая туманность
Eagle
Газопылевая туманнос
ть
после обработки
М 8
Газопылевая туманность
М 8
Газопылевая туманность
после обработки
М 20
Газопылевая туманность
М 20
Газопылевая туманность
после обработки
