Основные виды туманностей. Какие бывают туманности в космосе. Туманность Кошачий глаз

Ранее под определением «туманность» подразумевали всякое статичное явление в космосе, имеющее протяженную форму. Затем это понятие конкретизировали, более детально изучив загадочный объект. Попробуем разобраться, что из себя представляет подобный участок межзвездной среды.

Понятие туманности в космосе

Туманность является газовым облаком, внутри которого располагается огромное количество звезд. Сияние этих небесных тел позволяет облаку светиться различными цветами. Через специальные телескопы такие космические образования выглядят своеобразными пятнами с яркой основой.

Некоторые межзвездные участки имеют довольно четкие контуры. Множество же известных газовых скоплений - это клочкообразный туман, который растекается в разные стороны струями и имеет диффузную форму происхождения.

Пространство, которое находится между звездами туманности, не является пустой субстанцией. В довольно не большом количестве здесь концентрируются частицы разнообразного характера, к которым можно отнести атомы некоторых веществ.

Разграничивают происхождение диффузных и планетарных образований в космосе. Природа их формирования значительно отличается одна от другой, поэтому необходимо внимательно разобраться в структуре возникновения разных туманностей. Планетарные объекты - это продукт деятельности основных звезд, а диффузные представляют из себя консистенцию после образования звезд.

В спиралеобразных рукавах галактик располагаются туманности диффузного происхождения. Такое космическое соединение из газа и пыли в большинстве случаев связано с масштабными и холодными облаками. В этой области формируются звезды, которые делают диффузную туманность очень яркой.

Образование подобного рода не имеет своего источника питания. Энергетически существует оно за счет звезд повышенной температуры, которые находятся рядом с ним или внутри. Цвет таких туманностей - преимущественно красный. Этот фактор связан с тем, что внутри них присутствует большое количество водорода. Оттенки зеленого и синего свидетельствуют о наличии в составе азота, гелия и некоторых тяжелых металлов.

В звездной области Ориона можно наблюдать очень маленькие туманности диффузного формирования. Данные образования очень малы на фоне гигантского облака, которое занимает практически весь описываемый объект. В созвездии Тельца реально зафиксировать только несколько туманностей рядом с довольно молодыми звездами типа Т. Такая разновидность свидетельствует о том, что имеется диск, который возникает вокруг ярких небесных тел.

Планетарная туманность в космосе представляет из себя оболочку, энергию которой на финальном этапе формирования сбрасывает звезда без запасов водорода в ядре. После таких изменений небесное тело превращается в красный гигант, способный отторгать свой поверхностный слой. Вследствие происшедшего внутренняя часть объекта имеет порой температуру, превышающую отметку в 100 градусов Цельсия. В итоге звезда деформируется таким образом, что становится белым карликом без источника энергии и тепла.

В 20-е годы прошлого столетия произошло размежевание определений «туманность» и «галактика». Случившееся разделение рассматривают на примере образования в районе Андромеды, которая является обширной галактикой из триллиона звезд.

Основные разновидности туманностей

Космическое образование классифицируют по разным параметрам. Выделяют такие виды туманностей: отражательные, темные, эмиссионные, планетарные газовые скопления и остаточный продукт после деятельности сверхновых звезд. Разделение касается и состава туманностей: бывает газовое и пылевое космическое вещество. В первую очередь обращают внимание на способность поглощать или рассеивать свет такими объектами.

Темная туманность

Темные туманности - это достаточно плотные соединения межзвездного газа и пыли, структура которых непрозрачна из-за пылевого воздействия. На фоне Млечного Пути изредка можно наблюдать скопления подобного рода.

Исследование таких объектов зависит от AV-показателя. Если данные довольно высоки, то опыты проводятся исключительно с помощью технологий субмиллиметровой и радиоволновой астрономии.

Примером такого образования может послужить Конская Голова, сформировавшаяся в созвездии Ориона.

Такие сосредоточения рассеивают свет, который несут рядом находящиеся звезды. Данный объект не является источником радиации, а только отражает сияние.

Газо-пылевое облако подобного типа зависит от месторасположения звезд. При близком расстоянии происходит потеря межзвездного водорода, что ведет к поступлению энергии за счет рассеянной галактической пыли. Скопление Плеяды - наилучший образец описываемого космического явления. В большинстве случаев такие газо-пылевые сгустки находятся недалеко от Млечного Пути.

Светлые туманности имеют такие подвиды:

Кометарные . Переменная звезда лежит в основе такого образования. Она освещает описываемый участок межзвездной среды, но имеет меняющуюся яркость. Размеры объектов исчисляются сотнями доли парсека, что свидетельствует о возможности детального изучения подобной концентрации газа и пыли в пространствах космоса.
Световое эхо . Такой феномен встречается довольно редко и исследуется еще с начала прошлого столетия. Созвездие Персея после вспышки в 2001 году сверхновой звезды позволило наблюдать подобное изменение космической сферы. Вспышки большой силы активизировали пыль, которая образовывала туманность умеренного типа в течение нескольких лет.
Отражающая субстанция с волокнистой структурой . Сотни или тысячи долей парсека - размеры этой разновидности. Силы магнитного поля звездного скопления раздвигаются под внешним давлением, после чего газово-пылевые объекты внедряются в эти поля и происходит образование своеобразной нити оболочки.

Следующее разделение на газовую и пылевую туманности весьма условно, потому что в каждом облаке присутствуют оба элемента. Но некоторые исследования позволяет разграничивать такие составы космической субстанции.

Газовая туманность

Подобные проявления космической деятельности имеют разную форму, и их виды можно обозначить следующими пунктами:

Планетарные субстанции в форме кольца . В данном случае наблюдается такой тип туманности, как планетарная. Схема расположения ее составляющих очень проста: в центре видна основная звезда, вокруг которой происходят все внешние изменения.
Волокна газа, которые выделяют свою энергию отдельно . Эти светящиеся газовые вещества формируются самым неожиданным способом в виде разрозненных сверкающих переплетений газа.
Крабовидная туманность . Представляет из себя остаточные явления после взрыва звезды нового формата. Такое событие зафиксировано при изучении небесных тел, которые отражают свою энергию. В самом центре скопления находится пульсирующая нейтронная звезда, которая по некоторым показателям является одним из самых продуктивных источников галактической энергии.

Пылевая туманность

Данный вид туманности выглядит как своеобразный провал, выделяющийся на фоне светлого космического сгустка. Этот фрагмент можно наблюдать в созвездии Ориона, где подобный шлейф разделяет единое облако на две четкие зоны. На фоне Млечного Пути также встречаются пылевые участки, которые ярко выражены в области Змееносца (туманность Змея).

Изучать такое пылевое накопление реально только при помощи телескопа довольно большой мощности (диаметрально от 150 мм). Если пылевая туманность располагается неподалеку от яркой звезды, то она начинает отражать свет этого небесного тела и становится видимым явлением. Только на специальных снимках получится увидеть эту способность, которая близка к диффузным туманностям.

Главный показатель такого космического облака - это его высокая температура. Состоит оно из ионизированного газа, который формируется вследствие деятельности наиболее приближенной горячей звезды. Влияние ее заключается в том, что она активизирует и подсвечивает атомы туманности с помощью ультрафиолетового излучения.

Явление интересно тем, что по принципу образования и визуальным показателям напоминает неоновый свет. Как правило, объекты эмиссионного типа имеют красный цвет за счет большого скопления водорода в своем составе. Могут присутствовать дополнительные тона в виде зеленого и синего, которые образовались благодаря атомам других веществ. Самый яркий пример подобного звездного скопления - это знаменитая туманность Ориона.

Самые известные туманности

Самыми популярными в плане изучения считаются такие туманности: Ориона, Тройная туманность, Кольцо и Гантель.

Туманность Ориона

Подобное явление примечательно тем, что наблюдать его можно даже невооруженным глазом. Туманность Ориона относят к образованиям эмиссионного типа, которое располагается ниже поясной части Ориона.

Площадь облака впечатляет, потому что оно почти в четыре раза превышает размеры Луны в полной фазе. В северо-восточной части находится темное пылевое скопление, которое внесено в каталог под названием М43.

В самом облаке находится почти семьсот звезд, которые на данный момент еще формируются. Диффузная природа образования туманности Ориона делает объект очень ярким и красочным. Красные зоны свидетельствуют о наличии горячего водорода, а синие указывают на присутствие пыли, отражающей сияние голубоватых горячих звезд.

М42 - наиболее приближенное к Земле место, где формируются звезды. Такая колыбель небесных объектов расположена на расстоянии полторы тысяч световых лет от нашей планеты и приводит в восхищение сторонних наблюдателей.

Трехраздельная туманность

Тройная туманность находится в созвездии Стрельца и выглядит как три разделенные лепестки. Расстояние от Земли до облака точно вычислить сложно, но ученые ориентируются на параметры двух-девяти тысяч световых лет.

Уникальность подобного формирования заключается в том, что представлено оно сразу тремя видами туманностей: темной, светлой и эмиссионной.

М20 - это колыбель для развития молодых звезд. Подобные крупные небесные тела преимущественно голубого цвета, который образовался за счет ионизации скопившегося в той области газа. При наблюдении с помощью телескопа сразу бросаются в глаза две яркие звезды прямо по центру туманности.

При детальном изучении становится понятно, что объект словно разорван черным провалом на две части. Затем над этим разрывом можно заметить перекладину, которая придает туманности форму трех лепестков.

Кольцо

Кольцо, находящееся в созвездии Лиры, является одной из самых известных планетарных субстанций. Располагается оно на расстоянии двух тысяч световых лет от нашей планеты и считается довольно распознаваемым космическим облаком.

Светится Кольцо за счет присутствующего рядом белого карлика, а входящие в его состав газы выступают остатками выброшенной консистенции центральной звезды. Внутренняя часть облака мерцает зеленоватым цветом, что объясняется наличием в том участке линий эмиссионного характера. Образовались они после двойной ионизации кислорода, которая привела к формированию подобного оттенка.

Центральная звезда изначально была красным гигантом, но впоследствии превратилась в белый карлик. Рассмотреть ее реально только в мощные телескопы, потому что размеры крайне малы. Благодаря деятельности этого небесного тела возникла туманность Кольцо, которая в виде слегка вытянутого круга окутывает центральный источник энергии.

Кольцо - один из самых популярных объектов наблюдения как среди ученых, так и простых любителей космоса. Этот интерес обусловлен отличной видимостью облака в любое время года и даже в условиях городского освещения.

Гантель

Данное облако - это территория между звездами планетарного происхождения, которая находится в созвездии Лисички. Располагается Гантель на расстоянии около 1200 световых лет от Земли и считается очень популярным объектом для любительского изучения.

Даже при помощи бинокля образование легко можно распознать, если ориентироваться на созвездие Стрелы в северном полушарии звездного неба.

Форма М27 очень необычна и похожа на гантель, отчего облако и получило свое название. Иногда его именуют «огрызком», потому что контур туманности похож на надкушенное яблоко. Через газообразную структуру Гантели просвечивается несколько звезд, а при использовании мощного телескопа можно рассмотреть небольшие «уши» в яркой части объекта.

Изучение туманности в созвездии Лисички еще не закончено и предполагает множество открытий в этом направлении.

Существует довольно смелая гипотеза, что газово-пылевые туманности способны влиять на сознание человека. Павел Глоба считает, что такие образования могут полностью изменить жизнь некоторых людей. По мнению специалистов в области астрологии, туманности разрушительно воздействуют на органы чувств и изменяют сознание жителей Земли. Звездные скопления, по этой версии, способны контролировать продолжительность человеческого существования, укорачивая жизненный цикл или делая его более долгим. Считается, что туманности больше влияют на людей, чем звезды. Все это знаменитые астрологи объясняют тем, что существует некая программа, за которую ответственно определенное космическое облако. Механизм ее начинает действовать мгновенно, и повлиять на это человек не в состоянии.

Как выглядит туманность - смотрите на видео:

Туманности - великолепное явление внеземного происхождения, которое нуждается в детальном изучении. А вот о достоверности озвученного предположения о влиянии звездных скоплений на сознание человека судить сложно! Спектральный анализ. Чтобы проанализировать спектральный состав излучения туманности, часто используют бесщелевой спектрограф. В простейшем случае вблизи фокуса телескопа помещают вогнутую линзу, превращающую сходящийся пучок света в параллельный. Его направляют на призму или дифракционную решетку, расщепляющую пучок в спектр, а затем выпуклой линзой фокусируют свет на фотопластинке, получая при этом не одно изображение объекта, а несколько - по числу линий излучения в его спектре. Однако изображение центральной звезды при этом растягивается в линию, поскольку у нее непрерывный спектр.
В спектрах газовых туманностей представлены линии всех важнейших элементов: водорода, гелия, азота, кислорода, неона, серы и аргона. Причем, как и везде во Вселенной, водорода и гелия оказывается гораздо больше остальных.
Возбуждение атомов водорода и гелия в туманности происходит не так, как в лабораторной газоразрядной трубке, где поток быстрых электронов, бомбардируя атомы, переводит их в более высокое энергетическое состояние, после чего атом возвращается в нормальное состояние, излучая свет. В туманности нет таких энергичных электронов, которые могли бы своим ударом возбудить атом, т.е. «забросить» его электроны на более высокие орбиты. В туманности происходит «фотоионизация» атомов ультрафиолетовым излучением центральной звезды, т.е. энергии пришедшего кванта достаточно, чтобы вообще оторвать электрон от атома и пустить его в «свободный полет». В среднем проходит 10 лет, пока свободный электрон встретится с ионом, и они вновь объединятся (рекомбинируют) в нейтральный атом, выделив энергию связи в виде квантов света. Рекомбинационные линии излучения наблюдаются в радио-, оптическом и инфракрасном диапазонах спектра.
Наиболее сильные линии излучения у планетарных туманностей принадлежат атомам кислорода, потерявшим один или два электрона, а также азоту, аргону, сере и неону. Причем они излучают такие линии, которые никогда не наблюдаются в их лабораторных спектрах, а появляются только в условиях, характерных для туманностей. Эти линии называют «запрещенными». Дело в том, что атом обычно находится в возбужденном состоянии менее миллионной доли секунды, а затем переходит в нормальное состояние, излучая квант. Однако существуют некоторые уровни энергии, между которыми атом совершает переходы очень «неохотно», оставаясь в возбужденном состоянии секунды, минуты и даже часы. За это время в условиях относительно плотного лабораторного газа атом обязательно сталкивается со свободным электроном, который изменяет его энергию, и переход исключается. Но в крайне разреженной туманности возбужденный атом долго не сталкивается с другими частицами, и, наконец, совершается «запрещенный» переход. Именно поэтому впервые обнаружили запрещенные линии не физики в лабораториях, а астрономы, наблюдая туманности. Поскольку в лабораторных спектрах этих линий не было, некоторое время даже считалось, что они принадлежат неизвестному на Земле элементу. Его хотели назвать «небулий», но недоразумение вскоре прояснилось. Эти линии видны в спектрах как планетарных, так и диффузных туманностей. В спектрах таких туманностей есть и слабое непрерывное излучение, возникающее при рекомбинации электронов с ионами.
На спектрограммах туманностей, полученных со щелевым спектрографом, линии часто выглядят изломанными и расщепленными. Это - эффект Доплера, указывающий на относительное движение частей туманности. Планетарные туманности обычно расширяются радиально от центральной звезды со скоростью 20-40 км/с. Оболочки сверхновых расширяются гораздо быстрее, возбуждая перед собой ударную волну. У диффузных туманностей вместо общего расширения обычно наблюдается турбулентное (хаотическое) движение отдельных частей.
Важная особенность некоторых планетарных туманностей - стратификация их монохроматического излучения. Например, излучение однократно ионизованного атомарного кислорода (потерявшего один электрон) наблюдается в обширной области, на большом расстоянии от центральной звезды, а двукратно ионизованные (т.е. потерявшие два электрона) кислород и неон видны лишь во внутренней части туманности, тогда как четырехкратно ионизованный неон или кислород заметны лишь в центральной ее части. Этот факт объясняется тем, что необходимые для более сильной ионизации атомов энергичные фотоны не достигают внешних областей туманности, а поглощаются газом уже недалеко от звезды.
По химическому составу планетарные туманности весьма разнообразны: элементы, синтезированные в недрах звезды, у некоторых из них оказались подмешанными к веществу сброшенной оболочки, а у других - нет. Еще сложнее состав остатков сверхновых: сброшенное звездой вещество в значительной степени смешано с межзвездным газом и, кроме того, разные фрагменты одного остатка иногда имеют различный химический состав (как у Кассиопеи А). Вероятно, это вещество выбрасывается с различных глубин звезды, что дает возможность проверять теорию эволюции звезд и взрыва сверхновых.

Туманность эмиссионных линий и эмиссионная туманность создают собственное свечение. Атомы водорода приходят в активность из-з мощного ультрафиолетового света звезд. Затем водород ионизируется (теряет электрон, излучающий фотон).

Звезды О-типа могут ионизировать газ в радиусе 350 световых лет. Туманность М17 обнаружил де Шезо в 1746 году, а в 1764 году ее заново открыл Шарль Мессье. Она находится в Стрельце и называется также туманностью Лебедя, Омега, Подкова и Лобстер. Невероятно яркая и ее розовое свечение можно заметить без использования техники в низких широтах (видимая величина – 6). Внутри находятся молодые звезды, создающие область HII. За красный цвет отвечает ионизированный водород.

Инфракрасный свет помогает находить огромное количество пыли, намекающее на активное звездообразование. Внутри находится скопление из 30 звезд, затененных туманностью, протирающейся в диметре на 40 световых лет. Общая масса в 800 раз превосходит солнечную.

М17 удалена на 5500 световых лет. Вместе с М16 расположена в одном спиральном рукаве Млечного Пути (Стрельца-Киля).

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 — одно из чудес Вселенной, поражающих своей красотой. Ценны они не только визуальной привлекательностью. Исследование туманностей помогает ученым вносить ясность в законы функционирования космоса и его объектов, корректировать теории о развитии Вселенной и жизненном цикле звезд. Сегодня об этих объектах мы знаем многое, но далеко не все.

Смесь газа и пыли

Достаточно длительное время, вплоть до середины позапрошлого века, туманности считались удаленными от нас на значительные расстояния. Применение спектроскопа в 1860 году позволило установить: многие из них состоят из газа и пыли. Английский астроном У. Хеггинс выявил, что свет от туманностей отличен от излучения, идущего от обычных звезд. Спектр первых содержит яркие цветные линии, перемежающиеся с темными, тогда как во втором случае подобных не наблюдается.

Дальнейшие исследования установили, что туманности Млечного пути и других галактик в основном состоят из горячей смеси газа и пыли. Нередко встречают и схожие холодные формирования. Такие облака межзвездного газа также относятся к туманностям.

Классификация

В зависимости от свойств составляющих туманность элементов различают несколько их типов. Все они в большом количестве представлены на просторах космоса и одинаково интересны для астрономов. Туманности, излучающие по той или иной причине свет, принято назвать диффузными или светлыми. Противоположные им по основному параметру, естественно, обозначаются как темные. Диффузные туманности бывают трех типов:

отражательные;

эмиссионные;

остатки сверхновой.

Эмиссионные, в свою очередь, подразделяются на области формирования новых звезд (H II) и планетарные туманности. Все названные типы характеризуются определенными свойствами, делающими их уникальными и достойными пристального изучения.

Области формирования звезд

Все эмиссионные туманности — это облака светящегося газа разных форм. Основной элемент, составляющий их, — водород. Под действием звезды, расположенной в центре туманности, он ионизируется и сталкивается с атомами более тяжелых компонентов облака. Результатом этих процессов становится характерное розоватое свечение.

Туманность Орла, или М16 — великолепный представитель этого типа объектов. Здесь располагается область звездообразования, множество молодых, а также массивных горячих светил. Туманность Орла — место, где размещается хорошо известный участок космоса, Столпы творения. Эти газовые сгустки, сформированные под воздействием звездного ветра, являются зоной звездообразования. К формированию светил здесь приводит сжатие газопылевых колонн под действием силы тяжести.

Недавно ученым стало известно, что любоваться Столпами творения мы сможем еще только тысячу лет. Затем они исчезнут. На самом деле разрушение Столпов произошло примерно 6000 лет назад из-за взрыва сверхновой. Однако свет из этой области космоса идет к нам примерно семь тысяч лет, поэтому вычисленное астрономами событие для нас — только дело будущего.

Планетарные туманности

Название следующего типа светящихся газопылевых облаков было введено У. Гершелем. Планетарная туманность — последняя стадия жизни звезды. Сбрасываемые светилом оболочки формируют характерный рисунок. Туманность напоминает диск, обычно окружающий планету при наблюдении ее через небольшой телескоп. На сегодняшний день известно больше тысячи таких объектов.

Планетарные туманности — часть процесса превращения в В центре формирования располагается горячая звезда, по своему спектру схожая со светилами класса О. Ее температура достигает 125 000 К. Планетарные туманности в основном имеют сравнительно небольшие размеры — 0,05 парсек. Большая их часть расположена в центре нашей галактики.

Масса газовой оболочки, сброшенной звездой, мала. Она составляет десятые доли от аналогичного параметра Солнца. Смесь газа и пыли удаляется от центра туманности со скоростью, достигающей 20 км/с. Оболочка существует примерно в течение 35 тысяч лет, а затем становится сильно разреженной и неразличимой.

Особенности

Планетарная туманность может быть различной формы. В основном, так или иначе, она близка к шару. Различают туманности круглые, кольцеобразные, похожие на гантели, неправильной формы. Спектры подобных космических объектов включают эмиссионные линии светящегося газа и центральной звезды, а также иногда линии поглощения из спектра светила.

Планетарная туманность излучает огромное количество энергии. Оно значительно больше аналогичного показателя для центральной звезды. Ядро образования из-за своей высокой температуры испускает ультрафиолетовые лучи. Они ионизируют атомы газа. Частицы разогреваются, вместо ультрафиолета они начинают испускать видимые лучи. Их спектр и содержит эмиссионные линии, характеризующие образование в целом.

Туманность Кошачий глаз

Природа — мастерица на создание неожиданных и красивых форм. Примечательна в этом плане планетарная туманность, из-за сходства названная Кошачьим глазом (NGC 6543). Она была обнаружена в 1786 году и стала первой, которую ученые определили как облако светящегося газа. Туманность Кошачий глаз располагается в и обладает очень интересной сложной структурой.

Она образовалась около 100 лет назад. Тогда центральная звезда сбросила свои оболочки и сформировались концентрические линии газа и пыли, характерные для рисунка объекта. На сегодняшний день остается до конца непонятен механизм формирования наиболее выразительной центральной структуры туманности. Появление такого рисунка хорошо объясняется расположением в сердцевине туманности двойной звезды. Однако пока сведений, свидетельствующих в пользу такого положения вещей, нет.

Температура гало NGC 6543 составляет примерно 15 000 К. Ядро туманности разогрето до 80 000 К. При этом центральная звезда в несколько тысяч раз ярче Солнца.

Колоссальный взрыв

Массивные звезды часто заканчивают свой жизненный цикл впечатляющими «спецэффектами». Огромные по своей мощи взрывы приводят к потере светилом всех внешних оболочек. Они удаляются от центра со скоростью, превышающей 10 000 км/с. Столкновение движущегося вещества со статичным вызывает сильное повышение температуры газа. В результате его частицы начинают светиться. Часто остатки сверхновой представляют собой не шарообразные образования, что кажется логичным, а туманности самой разной формы. Происходит так, потому что выброшенное на огромной скорости вещество неравномерно образует сгустки и скопления.

След тысячелетней давности

Пожалуй, самый известный остаток сверхновой — это крабовидная туманность. Звезда, породившая ее, взорвалась почти тысячу лет назад, в 1054 году. Точную дату удалось установить по китайским летописям, где хорошо описана ее вспышка в небе.

Характерный рисунок крабовидной туманности составляет газ, выброшенный сверхновой и еще не до конца смешавшийся с межзвездным веществом. Объект располагается на расстоянии 3300 световых лет от нас и непрерывно расширяется со скоростью 120 км/с.

В центре крабовидная туманность содержит остаток сверхновой — нейтронную звезду, которая испускает потоки электронов, являющихся источниками непрерывного поляризованного излучения.

Отражающие туманности

Другой тип этих космических объектов состоит из холодной смеси газа и пыли, неспособного самостоятельно излучать свет. Отражающие туманности светятся за счет расположенных рядом объектов. Это могут быть звезды или аналогичные диффузные образования. Спектр рассеянного свет остается таким же, как и у его источников, однако синий свет в нем для наблюдателя преобладает.

Очень интересная туманность этого типа связана со звездой Меропа. Светило из скопления Плеяд уже на протяжении нескольких миллионов лет разрушает пролетающее мимо молекулярное облако. В результате воздействия звезды частицы туманности выстраиваются в определенной последовательности и вытягиваются по направлению к ней. По прошествии некоторого времени (точный срок неизвестен) Меропа может полностью разрушить облако.

Темная лошадка

Диффузным формированиям часто противопоставляется поглощающая туманность. Галактика имеет их немало. Это очень плотные облака пыли и газа, поглощающие свет расположенных за ними эмиссионных и отражательных туманностей, а также звезд. Эти холодные космические образования в основном состоят из атомов водорода, хотя в них встречаются и более тяжелые элементы.

Великолепный представитель этого типа — туманность Она расположена в созвездии Орион. Характерная для туманности форма, столь схожая с головой лошади, образовалась в результате воздействия звездного ветра и излучения. Объект хорошо виден благодаря тому, что фоном ему служит яркое эмиссионное формирование. При этом туманность Конская голова — лишь небольшая часть протяженного поглощающего облака пыли и газа, практически невидимого.

Благодаря телескопу Хаббл туманности, в том числе и планетарные, знакомы сегодня широкому кругу людей. Фотоизображения участков космоса, где они располагаются, впечатляют до глубины души и никого не оставляют равнодушным.