Туманность Ориона ( Orion Nebula )
туманность Конская голова
кликнуть для увеличения
Большая туманность Ориона
Одна из ближайших областей звездообразования, туманность Ориона ( M42 ), относится к числу
тех астрономических объектов, которые будят наше воображение. Светящийся газ туманности окру-
жают горячие молодые звезды на краю огромного межзвездного молекулярного облака, которое на-
ходится на расстоянии всего 1500 световых лет от Солнца в созвездии Ориона.
Туманность Ориона представляет скопление молодых ярких звезд, горячего газа и темной пыли.
Трапеция Ориона HST
Большая часть энергетики свечения туманности M42 обеспечивается за счет так называемой Трапе-
ции Ориона, в которую входят четыре самых ярких звезды туманности:
звезда а.зв.в. спектр Ls T (K) Rs
----------------------------------------------------------------------
Tet1 A Ori -3,19 O7 V 1610 38000 4,74
Tet1 C Ori -3,04 O6 V 1400 41000 4,26
Tet1 D Ori -1,45 B1 V 326 25400 3,04
Tet2 Ori -3,19 O9 V 1610 33000 5,35
Рядом с ними находится ещё одна звезда-гигант Nair al Saif или Йота Ориона
( c массой в 15-17 раз больше Солнца ):
Iot Ori -5,30 O9 III 11200 33000 12,88
Большинство ярких звезд из Трапеции Ориона находятся на расстоянии около 1400 световых лет и
имеют возраст лишь несколько сотен тысяч лет. В качестве сильных источников рентгеновского из-
лучения выступает несколько протопланетных дисков и массивные звезды, которые горят так ин-
тенсивно, что умрут прежде, чем менее массивные звезды даже полностью успеют сформироваться.
Большая туманность Ориона (БТО) объединяет целую группу туманностей и ассоциацию из 2000,
главным образом очень молодых звезд различной массы. Размеры этой области менее 10 световых
лет. Скопление Трапеция является молодой группой звезд в центре БТО и имеет радиус приблизи-
тельно 1,5 световых года, а возраст около 300000 лет. Свет идущий от Трапеции и окружающих звезд также подсвечивает БТО, которую можно наблю- дать в ясные ночи даже невооруженным глазом. Рентгеновское излучение этих молодых звезд по- стоянно велико и изменяется иногда в пределах суток или нескольких недель. Предполагается, что звезды подобные Солнцу в ранней молодости излучают в рентгеновской области в 1000 раз интен- сивнее Солнца. Нестабильность рентгеновского излучения является результатом значительных ко- лебаний магнитных полей молодых звезд. Многие волокнистые образования туманности Ориона представляют собой ударные волны, ко- торые образовались в результате столкновения быстрых и медленных потоков газа. Протяженность туманности Ориона составляет ~ 40 световых лет, она расположена в том же спиральном рукаве Галактики, что и наше Солнце. Большую туманность Ориона легко можно увидеть невооруженным глазом ниже и немного левее пояса Ориона , состоящего из трех звезд Альнитак, Альнилам и Минтака. Слева от Конской головы - яркая звезда Алнитак, самая восточная в поясе Ориона. Ниже Алнитака - туманность пламенею- щей звезды, содержащая яркие эмиссионные облака и темные пылевые области со слабыми завитка- ми светящегося водородного газа.
Большая туманность Ориона в телескоп CFHTНа рисунке вы видите детальное изображение Большой туманности Ориона, полученное на 3.6- -метровом телескопе, установленном на спящем вулкане на Гавайях. В центре туманности находит- ся так называемая Трапеция Ориона с обширными темными пылевыми областями, водородным газом, который обнаруживает себя по красному свечению, и голубоватой пылью, отражающей свет молодых звезд. Весь этот сложный комплекс туманности Ориона, включающий туманность под названием Конс- кая Голова, постепенно будет рассеиваться в окружающем пространстве в течение следующих 100 тысяч лет.
M42 в ультрафиолетовом и синем цветах ESO 2.2-м телескоп (La Silla)
Ученые разглядели на Марсе новые признаки жизни Получены новые данные, позволившие ученым возобновить дискуссию по поводу наличия жизни на Марсе. Как сообщает официальный сайт Европейского космического агентства, межпланетная станция "Марс-Экспресс" проведя обширные исследования геологических и атмосферных процессов на "красной планете", дала материал для весьма любопытных выводов.
Проанализировав полученные данные, ученые выяснили, что, если на высоте 10-15 километров водяные пары практически полностью растворены в атмосфере, то в трех экваториальных областях, известных как Arabia Terra, Elysium Planum и Arcadia-Memnonia, они встречаются у поверхности плане- ты причем в гораздо более сконцентрированном виде.
Здесь концентрация пара выше в два-три раза, чем в других частях планеты. И именно в этих облас- тях космический аппарат NASA Voyager обнаружил наличие прослойки льда толщиной в несколько десятков сантиметров под поверхностью планеты. Тут же находятся и районы наибольшей плотнос- ти метана, который весьма неоднородно распределен в атмосфере Марса.
Такое совпадение, считают ученые, указывает на общий подземный источник и водяных паров и метана, которым могут быть живые существа. Микроорганизмы способны жить в водной среде и вырабатывать метан, как продукт жизнедеятельности, говорят астробиологи.
Европейское космическое агентство собирается продолжить исследования в этом направлении, чтобы выяснить взаимосвязь льда, пара и метана.
Однако у сторонников теории наличия микробов на Марсе есть и противники. По их мнению, мо- лекулы метана могли просто "вмерзнуть в лед" миллионы лет назад и по мере его разрушения посту- пать в атмосферу вместе с водяными парам. Другие считают, что метан получается от окисления железа, содержащегося в базальтовых породах планеты. В ходе окисления, причиной которого мо- гут быть различные сейсмологические процессы, высвобождается водород, который, соединяясь с углеродом, и образует метан.
Европейский исследовательский зонд Mars Express работает на орбите Марса с января 2004 г. На
его борту имеется планетарный фурье-спектрометр PFS ( Planetary Fourier Spectrometer ), с помощью
которого проводятся исследования геологической структуры поверхности Марса и процессов в ат-
мосфере этой планеты. В частности с помощью этого спектрометра была составлена карты распре-
делений в атмосфере Марса воды и метана. По данным спектрометра PFS, на высоте 10-15 км над марсианской поверхностью водяной пар ра- спределен в атмосфере практически однородным образом. Однако ближе к поверхности водяной пар концентрируется в трех широких экваториальных областях: Arabia Terra, Elysium Planum и Arcadia- -Memnonia. Здесь его концентрация в 2-3 раза выше, чем в остальных районах. Причем именно в этих областях американский зонд Mars Odyssey нашел под поверхностью Марса на глубине около 30 см слой водяного льда.
Что касается метана, то он тоже распределен в атмосфере Марса неравномерно. Причем области его наивысшей концентрации перекрываются с областями максимальной концентрации водяного пара и местами залегания подповерхностного льда. Отсюда напрашивается вывод, что вода и метан могут иметь какой-то общий подземный источник. Возможно, в результате каких-то геологических процессов происходил разогрев подземного льда и на поверхность выходили метан ( как продукт вулканической деятельности) и водяной пар. Возможно, все это также связано с существованием на Марсе каких-то форм жизни.
Но для подтверждения или опровержения этой гипотезы нужны дальнейшие исследования и, ско- рее всего, с применением спускаемых аппаратов. Тем не менее наличие воды на Марсе необходи- мое условие для высадки на нем людей в будущем.
Почему исчезла почти вся атмосфера Марса
На борту европейского орбитального зонда Mars Express установлен прибор ASPERA-3, который
исследует процессы взаимодействия солнечного ветра с атмосферой Марса. Ученые полагают, что
именно из-за солнечного ветра марсианская атмосфера за миллиарды лет своего существования по-
теряла изрядное количество своей первоначальной массы. Во всяком случае, сейчас плотность атмо-
сферы Марса в 100 раз меньше, чем плотность земной атмосферы.Съемка поверхности Марса, выполненная с помощью стереокамеры высокого разрешения, которая также имеется на зонде Mars Express, показала, что когда-то на Марсе текли потоки воды, а в север- ном его полушарии даже был океан. Тогда водяной пар неизбежно должен был быть и в атмосфере, пишет "Россия-он-лайн" со ссылкой на SpaceDaily.
Вода на Марсе есть и сейчас, но только в виде льда в его полярных шапках и в подповерхностном слое. А те молекулы воды, которые были в атмосфере, как предполагается, были выбиты солнечным ветром. Впрочем, частицами солнечного ветра были сметены в космос не только молекулы водяного пара, но и молекулы других газов, образовывавших атмосферу Марса. Это доказывают результаты из- мерений, проведенных с помощью плазменных спектрометров и детектора нейтральных атомов. Ча- стицы солнечного ветра очень глубоко проникают в атмосферу Марса. Они обнаружены на высоте 270 км над поверхностью планеты. Так что они вполне могли ускорить процесс улетучивания атмо- сферы на Марсе. Неблагоприятным обстоятельством является и то, что Марс вдвое меньше по разме- рам чем Земля.
В отличие от Земли у Марса нет сильного магнитного поля, которое защитило бы планету от пото- ков заряженных частиц с Солнца. Поэтому эти частицы могут непосредственно взаимодействовать с атмосферой Марса, передавая свой импульс молекулам атмосферных газов, в результате чего те преодолевают гравитационное притяжение планеты и улетают в космос. Причем с помощью при- бора ASPERA-3 удалось определить состав частиц, улетающих с Марса. Это - ионы кислорода, во- дорода, двуокиси углерода и других молекул. По подсчетам ученых, каждую секунду с Марса улетает около 1 кг вещества.
Возможно, примерно 3,5 млрд лет назад на Марсе было магнитное поле, но по каким-то причинам оно исчезло, и атмосфера стала беззащитной. Если нечто аналогичное произойдет с магнитным по- лем Земли, то последствия видимо будут аналогичными..
модель марсианского океана
