Туманность - Nebula

« Столпы творения » из туманности Орёл . Данные телескопа Spitzer предполагают, что столбы, возможно, уже были разрушены взрывом сверхновой , но свет, указывающий на разрушение, не достигнет Земли еще через тысячелетие.

Туманность ( латинский для «облаков» или «тумана»;. Пл туманностея , туманности или туманности ) является идеальным отправной точкой тела межзвездных облаков (которые могут состоять из космической пыли , водорода , гелия , молекулярных облаков , возможно , в качестве ионизированных газов ). Первоначально этот термин использовался для описания любого рассеянного астрономического объекта , включая галактики за пределами Млечного Пути . Андромеды , например, однажды упоминается как Туманности Андромедыспиральные галактики вообще как «спиральные туманности») до того, как истинная природа галактик была подтверждена в начале 20 века Весто Слайфер , Эдвином Хабблом и другими. Эдвин Хаббл обнаружил, что большинство туманностей связаны со звездами и освещены звездным светом. Он также помог классифицировать туманности по типу светового спектра, который они производят.

Большинство туманностей имеют огромные размеры; некоторые имеют диаметр в сотни световых лет . Туманность, видимая человеческому глазу с Земли, вблизи будет казаться больше, но не ярче. Orion Nebula , самая яркая туманность на небе и занимает площадь в два раза больше углового диаметра полной Луны, можно увидеть невооруженным глазом , но была упущена ранних астрономов. Хотя туманности более плотные, чем окружающее их пространство, они намного менее плотны, чем любой вакуум, созданный на Земле - туманное облако размером с Землю будет иметь общую массу всего в несколько килограммов . Многие туманности видны из-за флуоресценции, вызванной встроенными горячими звездами, в то время как другие настолько рассеяны, что их можно обнаружить только при длительных выдержках и специальных фильтрах. Некоторые туманности по-разному освещены переменными звездами типа Т Тельца . Туманности часто являются областями звездообразования, например, в « Столбах творения » в туманности Орла . В этих областях образования из газа, пыли и других материалов «слипаются», образуя более плотные области, которые притягивают дальнейшее вещество и в конечном итоге станут достаточно плотными, чтобы образовать звезды . Считается, что оставшийся материал формирует планеты и другие объекты планетных систем .

История наблюдений

Около 150 г. нашей эры Птолемей записал в книгах VII – VIII своего Альмагеста пять звезд, которые казались туманными. Он также отметил область туманности между созвездиями Большой Медведицы и Льва, которая не была связана ни с одной звездой . Первая настоящая туманность, в отличие от звездного скопления , была упомянута персидским астрономом Абд ар-Рахманом ас-Суфи в его Книге неподвижных звезд (964). Он отметил «маленькое облачко», где находится галактика Андромеды . Он также внес в каталог звездное скопление Omicron Velorum как «туманную звезду» и другие туманные объекты, такие как скопление Брокки . Сверхновой , который создал Крабовидной туманности , тем SN 1054 , наблюдали арабских и китайских астрономов в 1054 году .

В 1610 году Николя-Клод Фабри де Пайреск открыл туманность Ориона с помощью телескопа. Эту туманность также наблюдал Иоганн Баптист Цисат в 1618 году. Однако первое подробное исследование туманности Ориона было проведено только в 1659 году Христианом Гюйгенсом , который также считал, что он был первым человеком, открывшим эту туманность.

В 1715 году Эдмонд Галлей опубликовал список из шести туманностей. Это число неуклонно росло в течение столетия, когда Жан-Филипп де Шезо составил список из 20 туманностей (включая восемь ранее неизвестных) в 1746 году. С 1751 по 1753 год Николя-Луи де Лакайль каталогизировал 42 туманности с мыса Доброй Надежды , большинство из которых из которых ранее были неизвестны. Затем Шарль Мессье составил к 1781 году каталог из 103 «туманностей» (теперь называемых объектами Мессье и включающими в себя то, что сейчас известно как галактики); его интересовало обнаружение комет , а эти объекты можно было принять за них.

Количество туманностей было значительно увеличено усилиями Уильяма Гершеля и его сестры Кэролайн Гершель . Их Каталог тысячи новых туманностей и скоплений звезд был опубликован в 1786 году. Второй каталог из тысячи был опубликован в 1789 году, а третий и последний каталог из 510 появился в 1802 году. На протяжении большей части своей работы Уильям Гершель полагал, что эти туманности были просто неразрешенными скоплениями звезд. Однако в 1790 году он обнаружил звезду, окруженную туманностью, и пришел к выводу, что это настоящая туманность, а не более далекое скопление.

Начиная с 1864 года Уильям Хаггинс исследовал спектры около 70 туманностей. Он обнаружил , что примерно треть из них имел спектр излучения в виде газа . Остальные имели непрерывный спектр и, следовательно, считались состоящими из массы звезд. Третья категория была добавлена ​​в 1912 году, когда Весто Слайфер показал, что спектр туманности, окружающей звезду Меропа, соответствует спектрам рассеянного скопления Плеяды . Таким образом, туманность излучается отраженным звездным светом.

Примерно в 1923 году, после Великой дискуссии , стало ясно, что многие «туманности» на самом деле являются галактиками, далекими от нашей собственной.

Слайфер и Эдвин Хаббл продолжали собирать спектры множества различных туманностей, обнаружив 29, которые имели спектры излучения, и 33, которые имели непрерывные спектры звездного света. В 1922 году Хаббл объявил, что почти все туманности связаны со звездами, и их освещение исходит от звездного света. Он также обнаружил, что туманности с эмиссионным спектром почти всегда связаны со звездами, имеющими спектральную классификацию B или более горячими (включая все звезды главной последовательности O-типа ), в то время как туманности с непрерывным спектром появляются с более холодными звездами. И Хаббл, и Генри Норрис Рассел пришли к выводу, что туманности, окружающие более горячие звезды, каким-то образом трансформируются.

Формирование

Существует множество механизмов образования туманностей разных типов. Некоторые туманности образуются из газа, который уже находится в межзвездной среде, а другие образуются звездами. Примерами первого случая являются гигантские молекулярные облака , самая холодная и плотная фаза межзвездного газа, которая может образовываться при охлаждении и конденсации более диффузного газа. Примерами последнего случая являются планетарные туманности, образованные из материала, выделяемого звездой на поздних стадиях ее звездной эволюции .

Области звездообразования - это класс эмиссионных туманностей, связанных с гигантскими молекулярными облаками. Они образуются, когда молекулярное облако коллапсирует под собственным весом, образуя звезды. В центре могут образовываться массивные звезды, и их ультрафиолетовое излучение ионизирует окружающий газ, делая его видимым в оптическом диапазоне длин волн . Область ионизированного водорода, окружающая массивные звезды, известна как область H II, в то время как оболочки нейтрального водорода, окружающие область H II, известны как область фотодиссоциации . Примерами областей звездообразования являются туманность Ориона , в туманности Розетка и туманность Омега . Обратная связь от звездообразования в виде взрывов сверхновых массивных звезд, звездных ветров или ультрафиолетового излучения массивных звезд или истечения звезд маломассивных может разрушить облако, разрушив туманность через несколько миллионов лет.

Другие туманности образуются в результате взрывов сверхновых ; предсмертные агонии массивных недолговечных звезд. Материалы, выброшенные в результате взрыва сверхновой, затем ионизируются энергией и компактным объектом, который производит ее ядро. Один из лучших примеров - Крабовидная туманность в Тельце . Событие сверхновой было зарегистрировано в 1054 году и обозначено как SN 1054 . Компактный объект, созданный после взрыва, находится в центре Крабовидной туманности, а его ядро ​​теперь является нейтронной звездой .

Третьи туманности образуют планетарные туманности . Это заключительный этап жизни маломассивной звезды, такой как Солнце Земли. Звезды с массой до 8–10 масс Солнца эволюционируют в красных гигантов и медленно теряют внешние слои во время пульсаций в своих атмосферах. Когда звезда теряет достаточно материала, ее температура повышается, и излучаемое ею ультрафиолетовое излучение может ионизировать окружающую туманность, которую она выбросила. Наше Солнце создаст планетарную туманность, а ее ядро ​​останется в виде белого карлика .

Типы

Классические виды

Объекты, называемые туманностями, относятся к 4 основным группам. До того, как была выяснена их природа, галактики («спиральные туманности») и звездные скопления были слишком далеки, чтобы их можно было разрешить, поскольку звезды также классифицировались как туманности, но уже не так.

Не все облачно-подобные структуры называют туманностями; Примером могут служить объекты Хербига – Аро .

Туманность потока

Диффузные туманности

Туманность Киля - пример диффузной туманности

Большинство туманностей можно описать как диффузные туманности, что означает, что они протяженные и не содержат четко определенных границ. Диффузные туманности можно разделить на эмиссионные туманности , отражательные туманности и темные туманности .

Туманности видимого света можно разделить на эмиссионные туманности, которые испускают излучение спектральных линий возбужденного или ионизированного газа (в основном ионизированного водорода ); их часто называют областями H II (H II относится к ионизированному водороду) и отражательными туманностями, которые видны в первую очередь благодаря отраженному ими свету.

Сами по себе отражательные туманности не излучают значительное количество видимого света, но находятся рядом со звездами и отражают свет от них. Подобные туманности, не освещенные звездами, не проявляют видимого излучения, но могут быть обнаружены как непрозрачные облака, блокирующие свет от светящихся объектов позади них; их называют темными туманностями .

Хотя эти туманности имеют разную видимость в оптическом диапазоне длин волн, все они являются яркими источниками инфракрасного излучения, в основном из-за пыли внутри туманностей.

Планетарные туманности

Туманность Устрица - планетарная туманность, расположенная в созвездии Камелопардалис.

Планетарные туманности - это остатки заключительных стадий звездной эволюции для звезд с меньшей массой. Развивающиеся асимптотические звезды- ветви гигантов выталкивают свои внешние слои наружу из-за сильных звездных ветров, образуя газовые оболочки, оставляя после себя ядро ​​звезды в виде белого карлика . Излучение горячего белого карлика возбуждает выброшенные газы, создавая эмиссионные туманности со спектрами, подобными спектрам эмиссионных туманностей, обнаруженных в областях звездообразования . Это области H II , потому что в основном водород ионизирован, но планетарные более плотные и компактные, чем туманности в областях звездообразования.

Планетарные туманности получили свое название от первых астрономических наблюдателей, которые изначально не могли отличить их от планет и были склонны путать их с планетами, которые представляли для них больший интерес. Ожидается, что наше Солнце породит планетарную туманность примерно через 12 миллиардов лет после своего образования.

Протопланетная туманность

ВЕСТБРУК туманность является примером протопланетного облака , расположенной в созвездии Возничего

Протопланетная туманность (PPN) - астрономический объект в кратковременном периоде быстрой звездной эволюции звезды между фазой поздней асимптотической ветви гигантов (LAGB) и следующей фазой планетарной туманности (PN). Во время фазы AGB звезда теряет массу, испуская околозвездную оболочку из газообразного водорода. Когда эта фаза подходит к концу, звезда переходит в фазу PPN.

PPN получает энергию от центральной звезды, из-за чего она испускает сильное инфракрасное излучение и становится отражательной туманностью. Коллимированные звездные ветры из центральной формы звезды толкают оболочку в аксиально-симметричную форму, создавая быстро движущийся молекулярный ветер. Точная точка, когда PPN становится планетарной туманностью (PN), определяется температурой центральной звезды. Фаза PPN продолжается до тех пор, пока центральная звезда не достигнет температуры 30 000 К, после чего она станет достаточно горячей, чтобы ионизировать окружающий газ.

Остатки сверхновой

Сверхновой происходит , когда высокая масс звезда достигает конца своей жизни. Когда ядерный синтез в ядре звезды прекращается, звезда коллапсирует. Газ, падающий внутрь, либо отскакивает, либо настолько сильно нагревается, что расширяется наружу от ядра, вызывая взрыв звезды. Расширяющаяся газовая оболочка образует остаток сверхновой , особую диффузную туманность . Хотя большая часть оптического и рентгеновского излучения от остатков сверхновых происходит из ионизированного газа, большое количество радио излучения является формой нетепловой эмиссии под названием синхротронное излучение . Это излучение происходит от высокоскоростных электронов, колеблющихся в магнитных полях .

Известные примеры

Каталоги

Смотрите также

использованная литература

внешние ссылки