мъглявина

От Уикипедия, свободната енциклопедия
Отидете на навигация Отидете на търсене
Мъглявината Орион . Изкуство от ESO

Мъглявината е част от междузвездната среда, която се откроява със своето излъчване или поглъщане на радиация на общия фон на небето. Преди това всеки разширен обект, неподвижен в небето, се наричаше мъглявина. През 20-те години на миналия век става ясно, че сред мъглявините има много галактики (например мъглявината Андромеда ). След това терминът "мъглявина" започна да се разбира по-тясно, в посочения по-горе смисъл. [един]

Мъглявините са съставени от прах , газ и плазма .

Историческа справка

Първоначално мъглявини в астрономията се наричаха всякакви неподвижни разширени (дифузни) светещи астрономически обекти , включително звездни купове или галактики извън Млечния път , които не могат да бъдат разделени на звезди .

Някои примери за тази употреба са оцелели и до днес. Например, галактиката Андромеда често се нарича мъглявината Андромеда.

Така Чарлз Месие , който интензивно търси комети , съставя през 1787 г. каталог на неподвижни дифузни обекти, подобни на комети. Каталогът на Месие включва както мъглявини, така и други обекти - галактики (например гореспоменатата галактика Андромеда - M 31 ) и кълбовидни звездни купове ( M 13 - куп Херкулес ).

С развитието на астрономията и разделителната способност на телескопите , концепцията за "мъглявината" става все по-усъвършенствана: някои от "мъглявините" са идентифицирани като звездни купове, открити са тъмни (поглъщащи) мъглявини от газ и прах и накрая, през 20-те години на миналия век, първо на Лундмарк , а след това и Хъбъл , успяват да разделят периферните области на редица галактики в звезди и по този начин да установят тяхната природа. Оттогава терминът "мъглявина" се използва в горния смисъл.

Видове мъглявини

Основният признак, използван при класификацията на мъглявините, е поглъщането , или излъчването или разсейването на светлина от тях, тоест според този критерий мъглявините се делят на тъмни и светли. Първите се наблюдават поради поглъщането на радиация от източниците, разположени зад тях, а вторите поради собственото им излъчване или отражението (разсейването) на светлината от близките звезди. Естеството на излъчването на светлинните мъглявини, източниците на енергия, които възбуждат тяхното излъчване, зависят от произхода им и могат да имат разнообразен характер; не е необичайно няколко радиационни механизма да работят в една мъглявина.

Разделянето на мъглявините на газообразни и прашни е до голяма степен произволно: всички мъглявини съдържат както прах, така и газ. Това разделение исторически се дължи на различни методи за наблюдение и радиационни механизми: наличието на прах се наблюдава най-ясно, когато тъмните мъглявини поглъщат радиация от източници, разположени зад тях и по време на отражение или разсейване, или повторно излъчване на радиация, съдържаща се в мъглявината от прах от близки звезди или в самата мъглявина; Вътрешният емисията на газообразни компонента на мъглявина се наблюдава, когато е йонизиран от ултравиолетова радиация от Hot Star намира в мъглявина ( H II емисии региони на йонизиран водород около звездните асоциации или планетарни мъглявини) или когато междузвездното среда се нагрява от ударна вълна, дължаща се на експлозия на свръхнова или ефекта на мощен звезден вятър от звезди на Волф-Райет ...

Тъмни мъглявини

Мъглявината Конска глава . Моментна снимка на телескопа Хъбъл

Тъмните мъглявини са плътни (обикновено молекулярни) облаци от междузвезден газ и междузвезден прах , непрозрачни поради междузвездното поглъщане на светлина от праха. Обикновено се виждат на фона на светли мъглявини. По-рядко тъмните мъглявини се виждат директно на фона на Млечния път . Такива са мъглявината Въглищен чувал и много по-малки, наречени гигантски глобули .

Междузвездното поглъщане на светлина A v в тъмните мъглявини варира в широки граници, от 1-10 m до 10-100 m в най-плътната. Структурата на мъглявините с голям A v се изучава само с методи на радиоастрономията и субмилиметровата астрономия , главно от наблюдения на молекулярни радиолинии и инфрачервено лъчение от прах. Често вътре в тъмните мъглявини се открива индивидуално уплътняване с A v до 10 000 m , в което очевидно се образуват звезди .

В онези части на мъглявините, които са полупрозрачни в оптичния обхват, нишковидната структура е ясно видима. Влакната и общото удължаване на мъглявините са свързани с наличието на магнитни полета в тях, които възпрепятстват движението на материята през силовите линии и водят до развитие на редица видове магнитохидродинамични нестабилности. Праховият компонент на материята на мъглявината е свързан с магнитни полета поради факта, че движещите се прахови частици са електрически заредени.

Отражателни мъглявини

Рефлективните мъглявини са газови и прахови облаци, осветени от звезди . Ако звезда (звезди) се намира в или близо до междузвездния облак, но не е достатъчно гореща (гореща), за да йонизира около себе си значително количество междузвезден водород , тогава основният източник на оптично излъчване на мъглявината е светлината на звездите, разпръснати от междузвезден прах . Пример за такива мъглявини са мъглявините около ярки звезди в купа Плеяди .

Повечето от отразяващите мъглявини са разположени близо до равнината на Млечния път . В някои случаи се наблюдават отражателни мъглявини на високи галактически ширини . Това са газопрахови (често молекулярни) облаци с различни размери, форми, плътности и маси, осветени от кумулативното излъчване на звездите в диска на Млечния път. Те са трудни за изследване поради много ниската им повърхностна яркост (обикновено много по-слаба от фона на небето). Понякога, прожектирани върху изображения на галактики , те водят до появата на снимки на галактики на детайли, които не съществуват в действителност - опашки, пръти и т.н.

Някои отражателни мъглявини са комети и се наричат ​​кометни. В "главата" на такава мъглявина обикновено има променлива звезда T Телец, която осветява мъглявината. Такива мъглявини често имат променлива яркост, проследявайки (със закъснение за времето на разпространение на светлината) променливостта на излъчването на звездите, които ги осветяват. Размерите на кометните мъглявини обикновено са малки - стотни от парсек .

Рядък тип отразяваща мъглявина е така нареченото светлинно ехо, наблюдавано след избухването на нова звезда през 1901 г. в съзвездието Персей . Ярка светкавица на нова звезда освети праха и в продължение на няколко години се наблюдаваше слаба мъглявина, която се разпростира във всички посоки със скоростта на светлината. В допълнение към светлинното ехо, газови мъглявини, подобни на остатъците от свръхнови , се образуват след избухването на нови звезди .

Много отражателни мъглявини имат фино-нишковидна структура - система от почти успоредни нишки с дебелина няколко стотни или хилядни от парсек . Произходът на нишките е свързан с нестабилност на флейта или пермутация в мъглявина, проникната от магнитно поле . Влакна от газ и прах избутват силовите линии на магнитното поле и проникват между тях, образувайки тънки нишки.

Изучаването на разпределението на яркостта и поляризацията на светлината върху повърхността на отражателните мъглявини, както и измерването на зависимостта на тези параметри от дължината на вълната, правят възможно да се установят такива свойства на междузвездния прах като албедо , индикатриса на разсейване , размер, форма и ориентация на праховите зърна.

Мъглявини, йонизирани от радиация

Регион за образуване на гигантски звезди NGC 604

Радиационно-йонизираните мъглявини са петна от междузвезден газ, силно йонизиран от радиация от звезди или други източници на йонизиращо лъчение. Най-ярките и разпространени, както и най-изучавани представители на такива мъглявини са областите на йонизирания водород ( зони H II ). В зоните H II материята е почти напълно йонизирана и нагрята до температура от около 10 000 K от ултравиолетовото лъчение от звездите вътре в тях. Вътре в зоните H II цялата радиация от звездата в континуума на Лиман се преобразува в радиация в линиите на подчинените серии , в съответствие с теоремата на Роселанд . Следователно в спектъра на дифузните мъглявини има много ярки линии от серия Balmer , както и линията Lyman-alpha. Само разредените зони с ниска плътност H II се йонизират от радиацията на звездите, т.нар. коронален газ .

Йонизираните от радиация мъглявини включват също така наречените зони на йонизиран въглерод (зони C II ), в които въглеродът е почти напълно йонизиран от светлината на централните звезди. Зоните C II обикновено са разположени около зоните H II в областите на неутрален водород ( HI ) и се проявяват в рекомбинационните радиолинии на въглерода, аналогични на рекомбинационните радиолинии на водород и хелий . Зоните C II също се наблюдават в C II инфрачервената линия ( λ = 156 µm ). Зоните C II се характеризират с ниска температура от 30–100 K и ниска степен на йонизация на средата като цяло: Ne / N < 10–3 , където Ne и N са концентрациите на електрони и атоми. Зоните C II възникват поради факта, че йонизационният потенциал на въглерода ( 11,8 eV ) е по-малък от този на водорода ( 13,6 eV ). Излъчването на звезди с енергия на фотоните от 11,8 eV до 13,6 eV ( λ = 1108 ... 912 Å ) излиза извън зоната H II в областта HI , компресирана от йонизационния фронт на зоната H II , и йонизира въглерода там. Зони C II също възникват около звезди от спектрални типове B1 – B5, разположени в плътни области на междузвездната среда. Такива звезди са практически неспособни да йонизират водород и не създават забележими зони H II .

Мъглявините, йонизирани от радиация, също възникват около мощни източници на рентгенови лъчи в Млечния път и в други галактики (включително в активни галактически ядра и квазари ). Често се характеризират с по-високи температури, отколкото в зоните H II и по-висока степен на йонизация на тежките елементи.

Планетарни мъглявини

Планетарна мъглявина Котешко око
Планетарната мъглявина Пясъчен часовник се намира на разстояние 8000 sv. години

Разнообразие от емисионни мъглявини са планетарните мъглявини, образувани от горните слоеве на атмосферата, изтичащи звезди ; обикновено това е черупка, изхвърлена от гигантска звезда. Мъглявината се разширява и свети в оптичния обхват. Първите планетарни мъглявини са открити от В. Хершел около 1783 г. и са наречени така заради повърхностната си прилика с планетарните дискове. Въпреки това, не всички планетарни мъглявини са с форма на диск: много са пръстеновидни или симетрично удължени в определена посока (биполярни мъглявини). Вътре в тях се забелязва фина структура под формата на струи, спирали и малки глобули. Скоростта на разширяване на планетарните мъглявини е 20-40 km/s , диаметърът е 0,01-0,1 pc , типичната маса е около 0,1 M , животът е около 10 хиляди години .

Ударни вълнови мъглявини

Разнообразието и многобройните източници на свръхзвуково движение на материята в междузвездната среда водят до голям брой и разнообразие от мъглявини, създадени от ударни вълни . Обикновено такива мъглявини са краткотрайни, тъй като изчезват след изчерпване на кинетичната енергия на движещия се газ.

Основните източници на силни ударни вълни в междузвездната среда са звездни експлозии - изхвърлят черупки по време на изблици на свръхнови и нови звезди и звезден вятър (в резултат на последния образуван tn.. Мехурчета звезден вятър ). Във всички тези случаи има точков източник на изхвърляне на материя (звезда). Създадените по този начин мъглявини имат формата на разширяваща се обвивка, близка до сферична по форма.

Изхвърлената материя има скорости от порядъка на стотици и хиляди km / s, така че температурата на газа зад ударния фронт може да достигне много милиони и дори милиарди градуса.

Газ, нагрят до температура от няколко милиона градуса, излъчва главно в рентгеновия диапазон, както в непрекъснат спектър, така и в спектрални линии. В оптичните спектрални линии свети много слабо. Когато ударна вълна срещне нехомогенности в междузвездната среда, тя се огъва около уплътненията. Вътре в уплътненията се разпространява по-бавна ударна вълна, причинявайки излъчване в спектралните линии на оптичния диапазон. Резултатът е живи влакна, които се виждат ясно на снимките. Основният ударен фронт, компресиращ куп междузвезден газ, го привежда в движение по посока на разпространението му, но с по-ниска скорост от тази на ударната вълна.

Остатъци от свръхнова и нова

Мъглявина Рак - остатък от свръхнова (1054)

Най-ярките мъглявини, създадени от ударни вълни, са причинени от експлозии на свръхнови и се наричат ​​остатъци от свръхнова. Те играят много важна роля при формирането на структурата на междузвездния газ. Наред с описаните характеристики, те се характеризират с нетермично радио излъчване със степенен спектър, причинено от релативистки електрони, ускорени както по време на експлозия на свръхнова, така и по-късно от пулсар, който обикновено остава след експлозията. Мъглявините, свързани с експлозиите на нови звезди, са малки, слаби и краткотрайни.

Мъглявини около звездите на Волф-Райе

"Шлемът на Тор" - мъглявината около звездата Волф-Райет

Друг тип мъглявина, създадена от ударни вълни, е свързана със звезден вятър от звездите на Волф-Райет . Тези звезди се характеризират с много мощен звезден вятър с масов поток. годишно и скорост на изтичане 1⋅10 3 -3⋅10 3 km/s. Те създават мъглявини с размери няколко парсека с ярки нишки на ръба на астросферата на такава звезда. За разлика от остатъците от свръхнова, радиоизлъчването от тези мъглявини е от топлинен характер. Продължителността на живота на такива мъглявини е ограничена от продължителността на престоя на звездите в звездния стадий на Волф-Райе и е близо до 10 5 години.

Мъглявини около О-звезди

Те са подобни по свойства на мъглявините около звездите на Волф-Райет , но се образуват около най-ярките горещи звезди от спектрален клас O-Of, които имат силен звезден вятър . Те се различават от мъглявините, свързани със звездите на Волф-Райет, с по-малка яркост, по-голям размер и, очевидно, по-дълъг живот.

Мъглявини в райони на образуване на звезди

Мъглявина IC 2944

Ударни вълни с по-ниски скорости възникват в областите на междузвездната среда, в които се случва звездообразуването. Те водят до нагряване на газ до стотици и хиляди градуса, възбуждане на молекулярни нива, частично разрушаване на молекулите, нагряване на прах. Такива ударни вълни се виждат под формата на удължени мъглявини, които светят предимно в инфрачервения диапазон. Редица такива мъглявини са открити, например, в центъра за образуване на звезди, свързан с мъглявината Орион.

Бележки (редактиране)

  1. Мъглявини // Космическа физика: Малка енциклопедия / Изд. Р. А. Сюняева . - 2-ро изд. - М .: Съветска енциклопедия, 1986 .-- С. 661. - 783 с. - ISBN 524 (03). (Изтеглено на 27 септември 2011 г.)

Литература