Школьная энциклопедия. Как устроены звёздные туманности

Газопылевые туманности – палитра Вселенной

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. Если "зачерпнуть" обычной чайной чашкой (объем около 200 см3) вещество из межзвездного пространства на расстоянии 1-2 световых лет от Солнца, то в ней окажется примерно 20 атомов водорода и 2 атома гелия. В таком же объеме в обычном атмосферном воздухе содержится атомов кислорода и азота 1022. 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 таким путем углеродом, кислородом, железом и другими химическими элементами. Чтобы постичь 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 (1730-1817) 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 (1738-1822), 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. Таким образом, мы будем рассматривать следующие объекты: межзвездный газ , межзвездная пыль , темные туманности , светлые туманности (самосветящиеся и отражательные) , планетарные туманности .

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. Такой процесс называют гравитационной неустойчивостью. Когда звезда коллапсирует под действием огромного собственного гравитационного притяжения, ее внутренние слои непрерывно сжимаются. Это сжатие ведет к нагреву вещества. При температурах выше 107 К начинаются реакции, приводящие к образованию тяжелых элементов. Современный химический состав Солнечной системы является результатом реакций термоядерного синтеза, протекавших в первых поколениях звезд.

Стадия, когда выброшенное при взрыве Сверхновой вещество перемешивается с межзвездным газом и сжимается, снова образуя звезды, более всего сложна и хуже понятна, чем все остальные стадии. Во-первых, сам межзвездный газ неоднороден, он имеет клочковатую, облачную структуру. Во-вторых, расширяющаяся с огромной скоростью оболочка сверхновой выметает разреженный газ и сжимает его, усиливая неоднородности. В-третьих, уже через сотню лет остаток сверхновой содержит больше захваченного по пути межзвездного газа, чем вещества звезды. Кроме того, вещество перемешивается неидеально. На рисунке справа показан остаток сверхновой в Лебеде (NGC 6946). Считают, что волокна образованы расширяющимися оболочками газа. Видны завитки и петли, образованные светящимся газом остатка, расширяющимся со скоростью много тысяч километров в секунду. Может возникнуть вопрос, чем же завершается, в конце концов, космический цикл? Запасы газа уменьшаются. Ведь большая часть газа остается в маломассивных звездах, которые умирают спокойно, и не выбрасывают в окружающее пространство свое вещество. Со временем запасы его истощатся настолько, что ни одна звезда уже не сможет образоваться. К тому времени Солнце и другие старые звезды угаснут. Вселенная постепенно погрузится во мрак. Но конечная судьба Вселенной может быть и иной. Расширение постепенно прекратится и сменится сжатием. Через много миллиардов лет Вселенная сожмется вновь до невообразимо высокой плотности.

Межзвездный газ

Межзвездный газ составляет около 99% массы всей межзвездной среды и около 2% нашей Галактики. Температура газа колеблется в диапазоне от 4 К до 106 К. Излучает межзвездный газ также в широком диапазоне (от длинных радиоволн до жесткого гамма-излучения). Существуют области, где межзвездный газ находится в молекулярном состоянии (молекулярные облака) - это наиболее плотные и холодные части межзвездного газа. Есть области, где межзвездный газ состоит из нейтральных атомов водорода (области H I) и области ионизованного водорода (зоны H II), которыми являются светлые эмиссионные туманности вокруг горячих звезд.

По сравнению с Солнцем, в межзвездном газе заметно меньше тяжелых элементов, особенно алюминия, кальция, титана, железа и никеля. Межзвездный газ есть в галактиках всех типов. Больше всего его в неправильных (иррегулярных), а меньше всего в эллиптических галактиках. В нашей Галактике максимум газа сосредоточено на расстоянии 5 кпк от центра. 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 газо-пылевые комплексы. Вещество в них достаточно плотно для того, чтобы не пропускать на большую глубину основную часть проникающей радиации. Поэтому внутри комплексов межзвездный газ холоднее, чем в межзвездных облаках. Сложные процессы преобразования молекул вместе с гравитационной неустойчивостью ведут к возникновению самогравитирующих сгустков - протозвезд. Таким образом, молекулярные облака должны быстро (менее чем за 106 лет) превратиться в звезды. Межзвездный газ постоянно обменивается веществом со звездами. Согласно оценкам, в настоящее время в Галактике в звезды переходит газ в количестве примерно 5 масс Солнца в год.

Область М 42 в созвездии Ориона, где в наше время идет активный процесс звездообразования. Туманность светится из-за нагрева газа горячим излучением ярких звезд, находящихся поблизости. Итак, в процессе эволюции галактик происходит круговорот вещества: межзвездный газ -> звезды -> межзвездный газ, приводящий к постепенному увеличению содержания тяжелых элементов в межзвездном газе и звездах и уменьшению количества межзвездного газа в каждой из галактик. Не исключено, что в истории Галактики могли происходить задержки звездообразования на миллиарды лет.

Межзвездная пыль

Мелкие твердые частицы, рассеянные в межзвездном пространстве почти равномерно перемешаны с межзвездным газом. Размеры крупных газо-пылевых комплексов, о которых мы говорили выше, достигают десятков сотен парсек, а их масса составляет примерно 105 масс Солнца. Но существуют и небольшие плотные газо-пылевые образования - глобулы размером от 0,05 до нескольких пк и массой всего 0,1 - 100 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, которую в свою очередь окутывает слой атомарного водорода. 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, изменяют его спектральный состав и поляризацию. Помимо этого пылинки поглощают ультрафиолетовое излучение звезд и перерабатывают его в излучение с меньшей энергией. Ставшее в итоге инфракрасным, такое излучение наблюдается в спектрах планетарных туманностей, зон H II, околозвездных оболочек, сейфертовских галактик. На поверхности пылинок могут активно образовываться различные молекулы. Пылинки, как правило, электрически заряжены и взаимодействуют с межзвездными магнитными полями. Именно пылинкам мы обязаны таким эффектом как космическое мазерное излучение. Оно возникает в оболочках поздних холодных звезд и в молекулярных облаках (зоны H I и H II). Этот эффект усиления микроволнового излучения "работает", когда большое количество молекул окажется в неустойчивом возбужденном вращательном или колебательном состоянии и тогда достаточно одному фотону пройти через среду, чтобы вызвать лавинообразный переход молекул в основное состояние с минимальной энергией. А в результате мы видим узконаправленный (когерентный) очень мощный поток радиоизлучения. На рисунке показана молекула воды. Радиоизлучение от этой молекулы идет на волне 1,35 см. Кроме нее очень яркий мазер возникает на молекулах межзвездного гидроксила ОН на волне 18 см. Еще одна мазерная молекула SiO располагается в оболочках холодных звезд, находящихся на заключительной стадии звездной эволюции и развивающихся к планетарной туманности.

Темные туманности

Туманности представляют собой участки межзвездной среды, выделяющиеся своим излучением или поглощением на общем фоне неба. Темные туманности представляют собой плотные (обычно молекулярные) облака межзвездного газа и пыли, непрозрачные из-за межзвездного поглощения света пылью. Иногда темные туманности видны прямо на фоне Млечного Пути. Таковы, например, туманность "Угольный Мешок" и многочисленные глобулы. В тех частях, которые полупрозрачны для оптического диапазона, хорошо заметна волокнистая структура. Волокна и общая вытянутость темных туманностей связаны с наличием в них магнитных полей, затрудняющих движение вещества поперек силовых магнитных линий.

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. Некоторые отражательные туманности имеют кометообразный вид и называются кометарными. В голове такой туманности находится обычно переменная звезда типа Т Тельца, освещающая туманность. Редкой разновидностью отражательной туманности является "световое эхо", наблюдавшееся после вспышки Новой 1901 г. в созвездии Персея. Яркая вспышка звезды подсветила пыль, и несколько лет наблюдалась слабая туманность, распространявшаяся во все стороны со скоростью света. На изображении слева выше показано звездное скопление "Плеяды" со звездами, окруженными светлыми туманностями. Если звезда, которая находится в туманности или рядом с ней достаточно горячая, то она ионизует газ в туманности. Тогда газ начинает светиться, а туманность называется самосветящаяся или туманность, ионизованная излучением.

Самыми яркими и распространенными, а также наиболее изученными представителями таких туманностей являются зоны ионизованного водорода H II. Существуют также зоны C II, в которых углерод почти полностью ионизован светом центральных звезд. Зоны С II обычно расположены вокруг зон H II в областях нейтрального водорода H I. Они как бы вложены друг в друга. Остатки Сверхновых (см. изображение справа выше), оболочки Новых и звездный ветер также являются самосветящимися туманностями, так как газ нагрет в них до многих млн. К (за фронтом ударной волны). Звезды Вольфа-Райе создают очень мощный звездный ветер. В результате вокруг них появляются туманности размером в несколько парсек с яркими волокнами. Аналогичны туманности вокруг ярких горячих звезд спектральных классов О - звезд Of, также обладающих сильным звездным ветром.

Планетарные туманности

К середине XIX века появилась возможность дать серьезное доказательство, что эти туманности принадлежат к самостоятельному классу объектов. Появился спектроскоп. Йозеф Фраунгофер обнаружил, что Солнце излучает непрерывный спектр, испещренный резкими линиями поглощения. Оказалось, что и спектра планет имеют многие характерные черты солнечного спектра. У звезд также обнаружился непрерывный спектр, однако, каждая из них имела свой собственный набор линий поглощения. Уильям Хеггинс (1824-1910) был первым, кто исследовал спектр планетарной туманности. Это была яркая туманность в созвездии Дракона NGC 6543. До этого Хеггинс в течение целого года наблюдал спектры звезд, однако спектр NGC 6543 оказался совершенно неожиданным. Ученый обнаружил лишь одну единственную, яркую линию. В то же время яркая Туманность Андромеды показала непрерывный спектр, характерный для спектров звезд. Теперь мы знаем, что Туманность Андромеды на самом деле является галактикой, а следовательно, состоит из множества звезд. В 1865 году тот же Хеггинс, применив спектроскоп более высокой разрешающей способности, обнаружил, что эта "единственная" яркая линия состоит из трех отдельных линий. Одну из них удалось отождествить с бальмеровской линией водорода Hb, но две другие, более длинноволновые и более интенсивные остались не узнанными. Их приписали новому элементу - небулию. Только в 1927 году этот элемент был отождествлен с ионом кислорода . А линии в спектрах планетарных туманностей до сих пор так и называются - небулярные.

Затем возникла проблема с центральными звездами планетарных туманностей. Они очень горячие, что ставило планетарные туманности в ряд перед звездами ранних спектральных классов. Однако исследования пространственных скоростей приводили к прямо противоположному результату. Вот данные по пространственным скоростям различных объектов: диффузные туманности - мала (0 км/с), звезды класса В - 12 км/с, звезды класса A - 21 км/с, звезды класса F - 29 км/с, звезды класса G - 34 км/с, звезды класса K - 12 км/с, звезды класса M - 12 км/с, планетарные туманности - 77 км/с. Только когда открыли расширение планетарных туманностей, появилась возможность вычислить их возраст. Он оказался равным примерно 10 000 лет. Это было первым свидетельством, что возможно, большинство звезд проходит через стадию планетарной туманности. Таким образом, планетарная туманность - это система из звезды, называемой ядром туманности, и симметрично окружающей ее светящейся газовой оболочки (иногда, несколько оболочек). Оболочка туманности и ее ядро генетически связаны. Для планетарных туманностей свойственен эмиссионный спектр, отличающийся от спектров излучения галактических диффузных туманностей большой степенью возбуждения атомов. Кроме линий двукратно ионизованного кислорода , наблюдаются линии C IV, O V и даже O VI. Масса оболочки планетарной туманности примерно 0,1 массы Солнца. Все многообразие форм планетарных туманностей, вероятно, возникает из-за проекции их основной тороидальной структуры на небесную сферу под разными углами.

Оболочки планетарных туманностей расширяются в окружающее пространство со скоростями 20 - 40 км/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 50 - 100 тыс. К. 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.

Центральные звезды самой низкой светимости обычно окружены самыми большими, а потому самыми старыми туманностями. На изображении слева представлена планетарная туманность Гантель М 27 в созвездии Лисички. Вспомним немного теорию эволюции звезд. При удалении от главной последовательности важнейшая стадия эволюции звезды начинается после того, как водород в центральных областях полностью выгорит. Тогда центральные области звезды начинают сжиматься, освобождая гравитационную энергию. В это время область, в которой водород еще горит, начинает продвигаться наружу. Возникает конвекция. В звезде начинаются драматические перемены, когда масса изотермического гелиевого 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. Тогда начинается второе "восхождение" звезды вдоль ветви красных гигантов. Звездное ядро, состоящее из углерода и кислорода, быстро сжимается, а оболочка расширяется до гигантских размеров. Такая звезда называется звездой асимптотической ветви гигантов. 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, коллапсирует и 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 асимптотической ветви 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). В заключение отметим, что наиболее вероятными кандидатами на роль родоначальников планетарных туманностей являются переменные звезды типа Миры Кита. Представителями одного из переходных этапов между звездами и туманностями могут быть симбиотические звезды. И конечно нельзя обойти вниманием объект, FG Sge (на изображении справа вверху). 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.

Туманности в космосе представляют собой участки межзвездной среды, отличающиеся от общего фона своими излучениями или поглощением этого излучения. Но ранее, определение этого термина, было более широко, чем сегодня, и под это же определение подпадали и некоторые галактики. Явный тому пример – галактика М31, более известна как туманность Андромеды. Но на сегодняшний день, с развитием технологий наблюдения, все стало намного яснее.

В первую очередь нужно сказать, что все туманности состоят из плазмы, пыли и газа. Вот поэтому некоторые из них и называют – газопылевыми.

Классификация

Первое, на что обращают внимания, при классификации туманностей, так это поглощение (излучение) либо же рассеивание ими света. Именно по этому критерию, все туманности в космосе делят на:

Тёмные; поглощают излучение находящихся за ними источников светлые. имеют собственное излучение, или отражают (рассеивают) свет, испускаемый рядом находящимися звёздами

Источники энергии, для излучения светлых туманностей имеют разнообразную природу и, всецело, зависят от происхождения самых туманностей.

Следующее деление, это:

газовые туманности;
пылевые туманности.

Вообще-то, такое деление имеет условный характер, так как все они содержат и газ, и пыль. Обусловливается этот факт разными способами наблюдения, а также ихними механизмами излучения.

Наличие пыли ярко выражается при том, как тёмные туманности поглощают излучение находящихся за ними источников, а также при отражении, рассеивании или же при переизлучении света, идущего от находящихся в туманности или в непосредственной близости звёзд. Причиной такого явления служит сама пыль в туманностях.

Газовая компонента туманности, излучает в двух случаях. Первый, это при её ионизации ультрафиолетовым излучением от располагающейся в самой туманности, или за ней, горячей звезды или группы звезд (например, вокруг звёздных ассоциаций). При таком варианте туманность будет называться эмиссионная. Вторая – когда нагревается межзвёздная среда, от ударной волны, вследствие взрыва сверхновой или от мощного звёздного ветра от звёзд типа Вольфа-Райе, или О-звёзд

Тёмная туманность

Тёмные туманности в космосе – это плотные, зачастую молекулярные облака межзвёздного газа, и конечно межзвёздной пыли, поглощающие свет. В большинстве случаев наблюдаются на фоне светлых туманностей или на фоне Млечного пути. Самая знаменитая представительница этого вида, это туманность Конская голова, в созвездии Ориона.

Разобрать структуру таких туманностей возможно только при изучении молекулярных радиолиний и инфракрасного излучения пыли. Оптическое изучение невозможно, из-за сильного поглощения света. Эта величина обозначается как А V , которая достигает 100 m (m – звёздная величина, см. терминологию сайта). Иногда, внутри тёмных туманностей наблюдаются уплотнения, у которых А V =10000 m . По всей видимости, эти уплотнения являются областями звездообразования – колыбелью для будущих ночных светил.

Отражательная (светлая) туманность

Является газопылевым облаком, подсвечиваемым звёздами. Как упоминалось выше, светятся они за счет ионизации газа, от расположенной внутри туманности звезды. Но если такова звезда или же звёзды недостаточно горячи, чтобы ионизировать вокруг себя значительное количество газа, то источником излучения такой туманности выступает рассеивание света, идущего от этих же звёзд. Явным тому примером выступают туманности, окутывающие яркие звезды, в скоплении Плеяды (М45) в созвездии Тельца.

Отражательные туманности очень трудные для оптического наблюдения и изучения, из-за очень низкой яркости. Нередко проецируясь на фотографиях галактик, такая туманность вводит в заблуждения ученых, заставляя их думать, что та или иная галактика имеет «хвост» или перемычку.

Некоторые из отражательных туманностей имеют вид кометы, и называются кометарными. В самой яркой части такой туманности находиться переменная звезда типа Т Тельца. Вследствие чего и сама туманность, естественно будет иметь переменную яркость. Размеры таких объектов, как правило, очень малы.

Существует и ещё один, редкий вид отражательных туманностей – световое эхо. Рождаются они после вспышек новых звёзд (например, в 1901 году, после вспышки новой, в созвездии Персея), свет от которой подсвечивает, возможно, находящуюся там пыль. Световое эхо наблюдается на протяжении мизерного количества времени.

Эмиссионная туманность

Эмиссионные туманности в космосе являются облаками ионизированного газа, видимые при оптическом наблюдении. Причиной их свечения является излучение высокоэнергетических фотонов, идущих от ближайшей горячей звезды. Такие туманности разделяют на два вида:

зоны Н II (области ионизированного водорода);
планетарные туманности.

В первых практически всё вещество ионизировано и очень нагрето, порядка 10000К. Причиной такого нагрева является ультрафиолетовое излучение, от расположенной близко звезды.

Я считаю лишним дальше углубляться в структуру зон H II, т. к. используемая при дальнейшем описании терминология будет сложна для восприятия, и на один лист она не поместиться. Можно только добавить, что вокруг зон H II обычно расположены зоны ионизированного углерода (С II), также входящие в состав таких туманностей.

Зоны H II выступают активными областями звездозарождения. Примером служит туманность NGC604, находящаяся в галактике Треугольника (М33, NGC598).

Вторая разновидность эмиссионных туманностей, это расширяющиеся планетарные туманности. Представляют собой верхние истекающие слои атмосферы звёзд. Как правило, это сброшенная оболочка звезды гиганта. Примером служит туманность Кошачий глаз (NGC6543), в созвездии Дракона.

Туманности, созданные за счёт ударной волны

Этот вид туманностей объединяет в себя ещё такие подвиды как:

остатки новых и сверхновых звёзд;
туманности вокруг звёзд класса О;
туманности вокруг звёзд типа Вольфа-Райе;
туманности в областях звездозарождения.

В первую очередь объединяет их общий механизм происхождения. Рождаются они за счёт выброса вещества в пространство. Источником такого выброса выступает звезда (сброс оболочки, взрывы, звёздный ветер). Выброшенное вещество обладает начальной скоростью, порой доходящей до тысяч км/с. Из-за этого температура газа за ударной волной может достигать миллиардов градусов.

Газ, нагретый до таких температур, будет излучать в рентгеновском диапазоне, но в оптическом – светится слабо. При движении ударной волны, она будет встречаться со своеобразными уплотнениями в межзвёздной среде, проходя через которые, ударная волна будет тормозиться. Вследствие такого снижения скорости газ начнёт излучать в оптическом диапазоне, поэтому на снимках таких туманностей хорошо видна их структура, состоящая из ярких волокон.

Следующий фактор, объединяющий туманности от ударных волн – это недолговечность их существования. Как правило, они будут распадаться, когда исчерпается вся кинетическая энергия самой ударной волны.

Остатки новых и сверхновых звёзд

Такие туманности образуются после взрыва сверхновых и новых звёзд, и являются остатками этих же самых звёзд. В центре такой туманности обычно остается пульсар. Яркая представительница такой туманности – это Крабовидная туманность (М1), сформированная после взрыва сверхновой звезды в 1054 году, в созвездии Тельца.

Туманности вокруг звёзд класса О

Образуются такие туманности вокруг горячих и ярких звёзд, со спектральным классом О-Of, которые обладают сильным звёздным ветром. Они обладают большими размерами, меньшей яркостью, и скорее всего большей продолжительностью жизни, чем следующий вид туманности в космосе.

Туманности вокруг звёзд типа Вольфа-Райе

Звёзды типа Вольфа-Райе, как и О-звёзды обладают очень сильным звездным ветром, создающим ударную волну, приводящей впоследствии к рождению туманности. Вокруг этих звёзд туманности имеют поперечник в несколько парсек и продолжительность жизни около 10 5 лет.

Туманности в областях звездозарождения

Такие туманности, в космосе редки, и возникают вследствие ударной волны, образовавшейся внутри области рождения звёзд. Они приводят к сильному нагреву газа, светящемуся, сильнее всего в инфракрасном диапазоне. Несколько таких туманностей обнаружены в созвездии Ориона.

July 31st, 2010

Туманности. Часть I.

ТУМАННОСТИ . Раньше астрономы называли так любые небесные объекты, неподвижные относительно звезд, имеющие, в отличие от них, диффузный, размытый вид, как у маленького облачка (употребляемый в астрономии для «туманности» латинский термин nebula означает «облако»). Со временем выяснилось, что некоторые из них, например, туманность в Орионе, состоят из межзвездного газа и пыли и принадлежат нашей Галактике. Другие, «белые» туманности, как в Андромеде и в Треугольнике, оказались гигантскими звездными системами, подобными Галактике. Поэтому ученые пришли к выводу, что туманность — межзвездное облако, состоящее из пыли, газа и плазмы, выделяющееся своим излучением или поглощением по сравнению с окружающей его межзвёздной средой.

Типы туманностей . Туманности разделяют на следующие основные типы: диффузные туманности, или области H II, такие, как Туманность Ориона; отражательные туманности, как туманность Меропы в Плеядах; темные туманности, как Угольный Мешок, которые обычно связаны с молекулярными облаками; остатки сверхновых, как туманность Сеть в Лебеде; планетарные туманности, как Кольцо в Лире.

Вот это - NGC 2174 - яркая туманность в созвездии Орин.

NGC 2237 — эмиссионная туманность в созвездии Единорог. Является областью ионизированного водорода, где происходят процессы звездообразования.

Туманность Полумесяц. Или другое название - NGC 6888 (другое обозначение — LBN 203) — эмиссионная туманность в созвездии Лебедь.

Туманность Медуза, обычно едва уловимая и неяркая, запечатлена на этом прекрасном телескопическом изображении, представленном в условных цветах. На небе туманность располагается у ног небесных Близнецов, а по ее бокам находятся звезды μ и η Близнецов. Сама туманность Медуза на картинке находится внизу справа. Это как бы светящийся серп эмиссионного газа с свисающими щупальцами. Туманность Медуза является частью остатка сверхновой IC 443 — расширяющегося пузыря, оставшегося от взрыва массивной звезды. Первый свет от того взрыва дошел до Земли 30 тысяч лет назад. Также как и в ее сестре, плавающей по космическим морям, Крабовидной туманности, в остатке IC 443 живет нейтронная звезда — сжавшееся ядро звезды. Туманность Медуза находится в пяти тысячах световых лет от нас. Изображение покрывает область размером 300 световых лет. Остальное же поле на изображении занимает эмиссионная туманность Шарплес 249.

Туманность в созвездии Тукан или NGC 346 относится к классу эмиссионных, то есть представляет собой облако горячего газа и плазмы. Ее протяженность составляет около 200 световых лет. Причиной высокой температуры NGC 346 является большое количество молодых звезд в регионе. Возраст большинства светил составляет всего несколько миллионов лет. Для сравнения, возраст Солнца составляет около 4, 5 миллиарда лет.

Крабовидная туманность (M1, NGC 1952, разг. «Краб») — газообразная туманность в созвездии Тельца, являющаяся остатками сверхновой. Расположена на расстоянии около 6500 световых лет от Земли, имеет диаметр в 6 световых лет и расширяется со скоростью в 1000 км/с. В центре туманности находится нейтронная звезда.

NGC 1499 (другое обозначение — LBN 756, туманность Калифорния) — эмиссионная туманность в созвездии Персей. Обладает красноватым цветом, а по форме напоминает очертания американского штата Калифорния. Протяжённость туманности составляет около 100 световых лет, расстояние от Земли — 1500 световых лет.

Туманность Вуаль, также туманность Петля или туманность Рыбачья сеть — диффузная туманность в созвездии Лебедя, огромный и относительно тусклый остаток сверхновой. Звезда взорвалась примерно 5000-8000 лет назад, и за это время туманность покрыла на небе область в 3 градуса. Расстояние до неё оценивается в 1400 световых лет. Эта туманность была открыта 5 сентября 1784 года Уильямом Гершелем.

Одна из нескольких «пылевых колонн» туманности Орёл, в которой может угадываться изображение мифического существа. Имеет размер около десяти световых лет.

Туманность Орёл (также известная как Объект Мессье 16, M16 или NGC 6611) — молодое рассеянное звёздное скопление в созвездии Змеи.

Колонны пыли, в которых формируются новые звезды в туманности Орел. Снимок получен с помощью телескопа Хаббл.

NGC 281 (другие обозначения — IC 11, LBN 616) — эмиссионная туманность в созвездии Кассиопея. Является областью ионизированного водорода, где происходят процессы активного звездообразования. Находится на расстоянии около 10 тыс. Световых лет от Земли. За форму туманность получила название Туманность Пакман (Pac-Man) в честь персонажа одноимённой аркадной компьютерной игры.Туманность флюоресцирует красным светом под действием ультрафиолетового облучения, источником которого являются горячие молодые звёзды рассеянного скопления IC 1590. В туманности присутствуют также тёмные пылевые структуры.

Вы видите известные очертания в неизвестном месте! Эта эмиссионная туманность широко известна, поскольку она похожа на один из континентов планеты Земля - Северную Америку. Справа от туманности Северная Америка, которая также обозначается NGC 7000, находится менее яркая туманность Пеликан. Эти две туманности составляют в поперечнике примерно 50 световых лет и находятся от нас на расстоянии 1500 световых лет. Они разделены темным поглощающим облаком.

Туманность Ориона (также известная как Мессье 42, М42 или NGC 1976) является светящейся эмиссионной туманностью с зеленоватым оттенком и находится ниже Пояса Ориона. Это самая яркая диффузная туманность. «Большая Туманность Ориона» наряду с «Туманностью Андромеды», Плеядами и «Магеллановыми Облаками» входит в число известнейших объектов дальнего космоса. Это, пожалуй, самый притягательный для любителей астрономии зимний объект северного неба. Немногие астрономические виды так возбуждают воображение, как эти близкие звездные ясли, известные как Туманность Ориона. Светящийся газ туманности окружает горячие молодые звезды на краю огромного межзвездного молекулярного облака на расстоянии всего 1500 световых лет.

Туманность Гантель (также известная как Объект Мессье 27, М27, или NGC 6853) является планетарной туманностью в созвездии Лисички, находится на расстоянии 1250 световых лет от Земли. Ее возраст оценивается от 3000 до 4000 лет. Эта планетарная туманность один из самых замечательных объектов для любительских наблюдений. М27 — крупная, относительно яркая и при этом легко находится.Эта фотография получена на компьютере методом narrow-band imaging, когда совмещаются снимки, сделанные телескопами в разных волновых диапазонах: видимом, инфракрасном, ультра-фиолетовом и т.д.

Туманность Эскимос была открыта астрономом Уильямом Гершелем в 1787 году. Если на туманность NGC 2392 смотреть с поверхности Земли, то она похожа на голову человека как будто бы в капюшоне. Если смотреть на туманность из космоса, как это сделал космический телескоп им. Хаббла в 2000 году, после обновления, то она представляет собой газовое облако сложнейшей внутренней структуры, над строением котором ученые ломают головы до сих пор. Туманность Эскимос относится к классу планетарных туманностей, т.е. представляет собой оболочки, которые 10 тысяч лет назад были внешними слоями звезды типа Солнца. Внутренние оболочки, которые видны на картинке сегодня, были выдуты мощным ветром от звезды, находящейся в центре туманности. "Капюшон" состоит из множества относительно плотных газовых волокон, которые, как это запечатлено на картинке, светятся в линии азота оранжевым светом. Туманность Эскимос находится на расстоянии 5 тысяч световых лет от нас, и ее можно обнаружить в небольшой телескоп в направлении на созвездие созвездие Близнецов.

На фоне россыпи звезд в центральной части Млечного Пути и в известном созвездии Змееносца извиваются темные туманности. S-образная темная деталь в центре этого снимка с широким полем имеет название Туманность Змея.

Туманность Карина, находится в южном созвездии Киль на расстоянии от нас 6500-10000 св. лет. Это одна из самых ярких и крупных диффузных туманностей на небе. В ней много массивных звезд и идет активное звездообразование. Эта туманность содержит необычно высокую концентрацию молодых массивных звезд - результат взрывного звездообразования произошедшего приблизительно 3 миллиона лет назад. Туманность содержит более десятка крупных звезд, масса которых в 50-100 раз превышает массу нашего Солнца. Самая яркая из них - Карина - в ближайшем будущем должна закончить свое существование взрывом сверхновой.

Выдутое ветром массивной звезды, это межзвездное видение имеет удивительно знакомую форму. Занесенное в каталог как NGC 7635, оно больше известно просто как туманность Пузырь. Хотя этот пузырь диаметром в 10 световых лет и выглядит изящным, он свидетельствует о действии весьма бурных процессов. Выше и правее центра пузыря находится яркая, горячая звезда Вольфа-Райе, масса которой от 10 до 20 раз больше массы Солнца. Сильный звездный ветер и мощное излучение звезды сформировали эту структуру из светящегося газа в окружающем молекулярном облаке. Привлекающая внимание туманность Пузырь находится на расстоянии всего в 11 тысяч световых лет в созвездии Кассиопеи.

На снимках: район скопления "Трапеция" в туманности Ориона, названного по четырем ярчайшим звездам, образующим нечто близкое к трапеции. Левый снимок сделан в видимом свете, правый - в инфракрасном. На левом снимке видны только обычные звезды, не закрытые пылевыми облаками. На правом добавляются звезды, находящиеся внутри газовых пылевых облаков, и около 50 слабых объектов, называемых "бурыми карликами".

По материалам Астронета, Википедии и Духовно-философского форума А108.

В основу слова «туманность» легло латинское слово «облако». Действительно, она представляет собой космические облака, сотканные из пыли и газа, которые плавают в пространстве. Если есть больше одной, значит, речь идет о туманностях.
Это основной строительный блок во , в котором содержатся элементы, используемые для создания звезд и целых звездных систем. Кроме этого, их по праву считают красивейшими объектами, светящимися богатством цветовых оттенков и световыми завихрениями.

Знаете ли вы самую яркую среди туманностей?

Это туманность Ориона, располагается в одноименном созвездии. Она относится к самым ярким и известным.
Именно звезды, расположенные внутри такого газового облака, расцвечивают его прекрасными оттенками цвета – красного, синего, зеленого. Все зависит от комбинации самых разных элементов, находящихся внутри такой туманности. Подавляющее их большинство состоит из:
- водорода 90%;
- гелия 10%;
- на 0,1% приходятся такие тяжелые элементы, как азот, углерод, калий, магний, кальций, железо. Подобные облака с материей достаточно крупные. Собственно говоря, это крупнейшие галактические объекты. Большинство из них в поперечнике имеют десятки, а в ряде случаев и сотни световых лет.
Туманности разделили на 5 категорий, выступающих основными:
эмиссионные;
отражательные;
темные;
планетарные;
остатки сверхновых.
Первые две категории по своему внешнему виду очень нечеткие, не обладают какой-либо заметной формой, либо структурой. Их еще называют диффузными.

Основные типы туманностей

Эмиссионная туманность

Это газовое облако высокой температуры. Звезды дают подсветку атомов облака УФ-излучением. Так как они попадают затем на более низкий энергетический уровень, то происходит излучение, напоминающее процесс появления неонового света – туманность начинает светиться. Обилие водорода наполняет их красным цветом, дополнительные оттенки (синего и зеленого цветов) могут производить атомы других элементов. Хотя самым распространенным практически всегда остается водород. В качестве примера такой туманности следует привести туманность Ориона (M42).

Отражательная туманность

Её отличие от эмиссионной в следующем – от неё не исходит собственная радиация. Данное пыле-газовое облако способствует лишь отражению световой энергии соседних туманностей или группы из нескольких звезд. Чаще всего располагается в местах образования звезд. Наличие синеватого оттенка достигается рассеянным светом, ведь именно синий может рассеиваться максимально эффективно. Отличным примером служит М20 - трехраздельная туманность, расположенная в Стрельца.

Темная туманность

Облако пыли, блокирующее прохождение света от расположенных за ним объектов. Напоминает отражательную, согласно своего состава. Отличием служит расположение источника света. Обычно темную туманность наблюдают совместно с отражательными и эмиссионными.
Пожалуй, наиболее известным примером служит туманность Конская Голова, расположенная в созвездии Орион. Представляет собой темную пылевую область, имеющую форму лошадиной головы, блокирующей свет от гораздо большей по размерам эмиссионной, располагающейся за ней.

Планетарная туманность

Это оболочка из газа, который «рожден» звездой, приближающейся к завершению цикла своей жизни. Подобное название слегка вводит в заблуждение, ведь в действительности у них нет ничего общего с какими-либо планетами. Своим названием обязаны округлой форме, напоминающей очертания планет. Внешнюю газовую оболочку чаще всего освещают остатки звезд, сохранившиеся в центре.
Лучшим примером считается М57 туманность Кольцо в созвездии Лира.

Остаток сверхновой звезды

Создаются они после завершения жизни звезд в результате массивного взрыва, больше известном как сверхновая звезда, в результате которого большая часть звездного вещества уносится в космос. Облака материи начинают пылать вместе с остатками породившей их звезды.
Лучше всего демонстрирует подобный остаток сверхновых звезд М1 - Крабовидная туманность, находящаяся в созвездии Тельца.

Во Вселенной, кроме звезд, планет и галактик, имеются и диффузные туманности. Их роль в развитии космического пространства огромна: именно в недрах туманностей зарождаются звезды. Туманности состоят из двух компонентов – газа и пыли. Газ имеет доисторическое происхождение, т.е. он сформировался на заре возникновения Вселенной, именно в это время образовались водород и гелий – основные составляющие первых звезд. Более тяжелые элементы появились позже, когда начали происходить вспышки звезд и выбросы в межзвездную среду.

Пыль, входящая в состав туманностей, состоит из смеси углерода в разных стадиях сцепления и силикатов, также имеются следы и других органических веществ. Газ – это в основном водород.

В принципе, туманности представляют собой области с уплотненной под влиянием гравитации межзвездной средой, в которой сформировались облака. Увеличиваясь в размерах, они притянули к себе часть материи из окружающей среды. Иногда эти облака становятся видимыми из-за того, что относительно молодые звезды, входящие в их состав, возбуждают атомы. В результате туманность приобретает яркость.

Классификация туманностей

В небе много туманностей. Их делят на три типа: эмиссионные туманности, светлые (они светятся отраженным светом) и темные. За основу такого деления берется внешний вид туманностей и явления, характерные для них. Эмиссионные туманности – яркие, так как атомы возбуждаются под действием ультрафиолетового излучения близлежащих молодых звезд. Сами туманности также превращаются в источник радиации.

Светлые туманности не излучают радиацию, а отражают свет ближайших звезд. Классический пример светлой туманности – голубоватая туманность, окружающая рассеянное звездное скопление Плеяд. Темные туманности представляют собой плотную концентрацию пыли, активно поглощающую свет. Они становятся видимыми лишь при условии нахождения за ними источника блеска.

Многие туманности легко различимы, иногда даже невооруженным глазом. Вполне достаточно воспользоваться биноклем или небольшим любительским телескопом. Такие туманности зафиксированы в известном каталоге Мессье. Этот французский астроном составил его во второй половине XVIII в..

Самая яркая туманность нашего полушария – туманность Ориона, в каталоге она имеет обозначение М42. Пожалуй, это первый небесный объект, на который любители неба нацеливают свои астрономические инструменты длинными зимними ночами.

Есть и много других очень красивых туманностей. Вот несколько примеров.

Туманность в созвездии Стрельца

Туманность Лагуна, М8, расположена в созвездии Стрельца. В этой области небесного свода находится много туманностей. Это очень “заселенный” район Млечного Пути, здесь много газовых облаков.

М8 находится рядом с рассеянным звездным скоплением – такое сочетание встречается нередко. Как уже отмечалось, туманности являются зонами звездообразования и часто внутри них или рядом располагаются скопления молодых и ярких звезд. Уже при помощи небольшого бинокля можно рассмотреть некоторые детали М8, а используя более мощный бинокль, - увидеть характерные особенности, например темную полосу внутри облака.

В рассеянном звездном скоплении NGC 6530 видны примерно 40 звезд, звездная величина которых от 8 до 13. Их свет возбуждает атомы туманности, в результате она становится видимой.

В М8 имеются и глобулы Бока, темные зоны, диаметр которых равен десяткам тысяч а.е. Расстояние до М8 составляет 3000-4000 световых лет. В созвездии Стрельца находится и М20, типичная эмиссионная туманность. Имеется в виду туманность Трифида (“разделенная на три части”). Название отражает ее форму.

Эта туманность была открыта астрономом Ле Жантилем в 1750 г., но ее первое описание появилось только в 1764г. Это сделал Мессье. Уильям Гершель определил три линии, которые делят эту туманность на три треугольных сектора. С помощью бинокля можно увидеть самую блестящую часть туманности. Она смотрится как круглое пятно диаметром до 10’. Существование темных зон, которые делят облако на три части, связано с присутствием в его составе пыли и холодных газов.

Расстояние до М20 составляет примерно 3200 световых лет. В созвездии Стрельца, в середине Млечного Пути, находится и туманность М24, наблюдаемая невооруженным глазом. Она была открыта раньше, еще до того, как Мессье внес ее в свой каталог. Этот астроном полагал, что ее диаметр составляет около 1,5°.

Туманность Орел в созвездии Змеи

М16, туманность Орел, была открыта Де Шезо в 1746 г. Мессье зафиксировал ее через два года. Эта туманность располагается на границе созвездий Щита и Змеи. Внутри ее имеется темная область, которая вытягивается от северной к центральной части облака.

Звездное скопление насчитывает несколько десятков звезд, некоторые из них очень слабые, красного цвета. Звездная величина самых ярких звезд составляет от 8 до 11, они относятся к спектральным классам О и В, т.е. это классические горячие и молодые звезды. М16 – это эмиссионная туманность, но в ней присутствует и элемент отражательной туманности. Расстояние до нее составляет от 5000 до 11 000 световых лет, в среднем около 7500.

Планетарные туманности

Кроме диффузных, существуют и планетарные туманности. Их название связанно с тем, что в начале наблюдатели часто путали их с планетами, так как они имеют круглую форму.

Эти туманности образуются из эмиссий газовой оболочки звезд на более поздних стадиях их эволюции.

Наиболее известная планетарная туманность М57 расположена в созвездии Лиры. Ее сложно идентифицировать из-за слабой поверхностной освещенности. Есть и туманность М27 – Гантель, она находится в созвездии Лисицы. Эта туманность была открыта Мессье в 1764 г. Он, наблюдая за ней в телескоп, определил овальную форму образования. В небольших любительских телескопах эта туманность предстает в форме “песочных часов”. М27 расположена на расстоянии 500-1000 световых лет от Земли. Ее диаметр по максимуму составляет около 2,5 светового года