Что такое туманность. Планетарные туманности. Туманность Кошачий Глаз. Туманности, созданные ударными волнами

— это типы туманностей . Они красивые, величественные, завораживающие и несмотря на то, что их сложно обнаружить в телескоп, любители наблюдений уделяют немало времени на их поиски. Они уникальные, каждая не похожа на другую. Размеры в пространстве сравнительно небольшие и удалены от нас на небольшие расстояния (с точки зрения астрономических величин). Состоят преимущественно из водорода — 90% и гелия — 9,9%. Принадлежность к тому или иному каждой из туманностей рассматривать в рамках этой статьи не будем, задача наша другая. И давайте я уже не буду разглагольствовать, а приступлю непосредственно к сути.

1. Диффузная туманность

Диффузная туманность «Лагуна»

Диффузные туманности, в отличие от звезд, не имеют собственного источника энергии. Свечение внутри них происходит благодаря горячим звёздам, которые находятся внутри или рядом с нею. Такие туманности в большей степени встречаются на «ветвях» галактик, там где происходит активное звёздообразование и являются веществом, которое не вошло в состав звезды.

Диффузные туманности преимущественно красного цвета - это связано с обилием водорода внутри них. Зелёный и синий цвета говорят нам о других химических элементах, таких как гелий, азот, тяжелые металлы.

К таким туманностям относится и самая популярная и доступная для наблюдения в приборы с небольшим увеличением — туманность Ориона в созвездии Ориона, о которой я упоминал в статье .

Диффузные туманности ещё часто называют эмиссионными .

2. Отражательная туманность

Отражательная туманность «Голова Ведьмы»

Отражательная туманность не излучает никакого собственного света. Это облако газа и пыли, которое отражает свет от рядом расположенных звезд. Также как и диффузные туманности, отражательные находятся в областях активного звёздообразования. В большей степени имеют синеватый оттенок, т.к. он рассеивается лучше остальных.

На сегодня известно не так много туманностей этого типа — около 500.

Некоторые источники не выделяют отражательную туманность отдельно, а относят её к диффузионным.

3. Тёмная туманность

Тёмная туманность «Конская голова»

Такая туманность возникает из-за перекрытия света от объектов, расположенных за нею. Это облако . По составу практически идентична предыдущей отражающей туманности, отличается лишь расположением источника света.

Как правило, тёмная туманность наблюдается вместе с отражательной или диффузной. Отличный пример на фотографии выше «Конская голова» — здесь тёмная область перекрывает свет от диффузной туманности за нею гораздо большего размера. В любительский телескоп такие туманности будет крайне сложно или почти невозможно увидеть. Однако, в радиодиапазоне и такие туманности активно излучают электромагнитные волны.

4. Планетарная туманность

Планетарная туманность M 57

Пожалуй, самый красивый тип туманностей. Как правило, такая туманность является результатом конца жизнедеятельности звезды, т.е. её взрыв и разброс в космическое пространство газа. Несмотря на то, что взрывается звезда, её называют планетарной. Это связано с тем, что при наблюдении такие туманности выглядят как планеты. Большинство из них имеют круглую или овальную форму. Оболочка газа расположенная внутри освещается остатками самой звезды.

Всего открыто около двух тысяч планетарных туманностей, хотя только в нашей галактике Млечный путь их насчитывают больше 20000.

5. Остаток сверхновой звезды

Крабовидная туманность M 1

Сверхновая звезда — это резкое возрастание яркости звезды в результате её взрыва и выброса огромного количества энергии во внешнюю космическую среду.

На фотографии выше показан отличный пример взрыва звезды, у которой выброшенный газ ещё не смешался с межзвёздным веществом. Опираясь на китайские летописи, данный взрыв был запечатлён в 1054 году. Но надо понимать, что расстояние до Крабовидной туманности составляет около 3300 световых лет.

Вот и всё. Всего 5 типов туманностей, которые вам нужно знать и уметь распознавать. Надеюсь, получилось донести до вас информацию в доступной форме и простым языком. Если есть вопросы — задавайте, пишите в комментарии. Спасибо.

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

Содержание статьи

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. Здесь речь пойдет о газовых туманностях.

До середины 19 в. астрономы считали, что все туманности – это далекие скопления звезд. Но в 1860, впервые использовав спектроскоп, У.Хёггинс показал, что некоторые туманности газовые. Когда сквозь спектроскоп проходит свет обычной звезды, наблюдается непрерывный спектр, в котором представлены все цвета от фиолетового до красного; в некоторых местах спектра звезды имеются узкие темные линии поглощения, но заметить их довольно трудно – они видны лишь на качественных фотографиях спектров. Поэтому при наблюдении глазом спектр звездного скопления выглядит как непрерывная цветная полоса. Спектр излучения разреженного газа, напротив, состоит из отдельных ярких линий, между которыми практически нет света. Как раз это и увидел Хёггинс при наблюдении некоторых туманностей через спектроскоп. Более поздние наблюдения подтвердили, что многие туманности действительно являются облаками горячего газа. Часто астрономы называют «туманностями» и темные диффузные объекты – тоже облака межзвездного газа, но холодные.

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.

Диффузные туманности.

Широко известные примеры диффузных туманностей – это Туманность Ориона на зимнем небе, а также Лагуна и Тройная (Трехраздельная) – на летнем. Темные линии, рассекающие Тройную туманность на части, – это холодные пылевые облака, лежащие перед ней. Расстояние до этой туманности ок. 2200 св. лет, а ее диаметр чуть менее 2 св. лет. Масса этой туманности в 100 раз больше солнечной. Некоторые диффузные туманности, например Лагуна 30 Золотой Рыбы и Туманность Ориона, значительно крупнее и массивнее.

В отличие от звезд газовые туманности не имеют собственного источника энергии; они светятся только в том случае, если внутри них или рядом находятся горячие звезды с температурой поверхности 20 000–40 000° С. Эти звезды испускают ультрафиолетовое излучение, которое поглощается газом туманности и переизлучается им в форме видимого света. Пропущенный через спектроскоп, этот свет расщепляется на характерные линии излучения различных элементов газа.

Отражательные туманности.

Отражательная туманность образуется, когда облако с рассеивающими свет пылинками освещается расположенной рядом звездой, температура которой не так высока, чтобы заставить светиться газ. Небольшие отражательные туманности иногда видны рядом с формирующимися звездами.

Темные туманности.

Темные туманности – это облака, состоящие в основном из газа и отчасти из пыли (в соотношении по массе ~ 100:1). В оптическом диапазоне они закрывают от нас центр Галактики и видны как черные пятна вдоль всего Млечного Пути, например, Большой Провал в Лебеде. Но в инфракрасном и радиодиапазонах эти туманности излучают довольно активно. В некоторых из них сейчас формируются звезды. Плотность газа в них значительно выше, чем в межоблачном пространстве, а температура ниже, от - 260 до - 220° С. В основном они состоят из молекулярного водорода, но обнаружены в них и другие молекулы вплоть до молекул аминокислот.

Остатки сверхновых.

Когда состарившаяся звезда взрывается, ее внешние слои сбрасываются со скоростью ок. 10 000 км/с. Это быстро летящее вещество, подобно бульдозеру, сгребает перед собой межзвездный газ, и вместе они образуют структуру, подобную туманности Сеть в Лебеде. При столкновении движущееся и неподвижное вещества нагреваются в мощной ударной волне и светятся без дополнительных источников энергии. Температура газа при этом достигает сотен тысяч градусов, и он становится источником рентгеновского излучения. Кроме того, в ударной волне усиливается межзвездное магнитное поле, а заряженные частицы – протоны и электроны – ускоряются до энергий гораздо выше энергии теплового движения. Движение этих быстрых заряженных частиц в магнитном поле вызывает излучение в радиодиапазоне, называемое нетепловым.

Самый интересный остаток сверхновой – это Крабовидная туманность. В ней выброшенный сверхновой газ еще не смешался с межзвездным веществом.

В 1054 была видна вспышка звезды в созвездии Тельца. Восстановленная по китайским летописям картина вспышки показывает, что это был взрыв сверхновой звезды, которая в максимуме достигла светимости в 100 млн. раз выше солнечной. Крабовидная туманность находится как раз на месте той вспышки. Измерив угловые размер и скорость расширения туманности и поделив одно на другое, рассчитали, когда это расширение началось, – почти точно получился 1054 год. Сомнений нет: Крабовидная туманность – остаток сверхновой.

В спектре этой туманности каждая линия раздвоена. Ясно, что один компонент линии, сдвинутый в голубую сторону, приходит от приближающейся к нам части оболочки, а другой, сдвинутый в красную сторону, – от удаляющейся. По формуле Доплера вычислили скорость расширения (1200 км/с) и, сравнив ее со скоростью углового расширения, определили расстояние до Крабовидной туманности: ок. 3300 св. лет.

Крабовидная туманность имеет сложное строение: ее внешняя волокнистая часть излучает отдельные эмиссионные линии, характерные для горячего газа; внутри этой оболочки заключено аморфное тело, излучение которого имеет непрерывный спектр и сильно поляризовано. Кроме того, оттуда исходит мощное нетепловое радиоизлучение. Это можно объяснить только тем, что внутри туманности быстрые электроны движутся в магнитном поле, испуская при этом синхротронное излучение в широком диапазоне спектра – от радио до рентгеновского. Долгие годы загадочным оставался источник быстрых электронов в Крабовидной туманности, пока в 1968 не удалось обнаружить в ее центре быстро вращающуюся нейтронную звезду – пульсар, остаток взорвавшейся примерно 950 лет назад массивной звезды. Совершая 30 оборотов в секунду и обладая огромным магнитным полем, нейтронная звезда выбрасывает в окружающую туманность потоки быстрых электронов, ответственных за наблюдаемое излучение.

Оказалось, что механизм синхротронного излучения весьма распространен среди активных астрономических объектов. В нашей Галактике можно указать немало остатков сверхновых, излучающих в результате движения электронов в магнитном поле, например, мощный радиоисточник Кассиопея А, с которым в оптическом диапазоне связана расширяющаяся волокнистая оболочка. Из ядра гигантской эллиптической галактики М 87 выбрасывается тонкая струя горячей плазмы с магнитным полем, излучающая во всех диапазонах спектра. Неясно, связаны ли активные процессы в ядрах радиогалактик и квазаров со сверхновыми, но физические процессы излучения в них весьма схожи.

Планетарные туманности.

Простейшие галактические туманности – это планетарные. Их открыто около двух тысяч, а всего в Галактике их ок. 20 000. Они концентрируются в галактическом диске, но не тяготеют, как диффузные туманности, к спиральным рукавам.

При наблюдении в небольшой телескоп планетарные туманности выглядят размытыми дисками без особых деталей и поэтому напоминают планеты. У многих из них вблизи центра видна голубая горячая звезда; типичный пример – туманность Кольцо в Лире. Как и у диффузных туманностей, источником их свечения служит ультрафиолетовое излучение звезды, находящейся внутри.

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.

Происхождение туманностей.

Диффузные и планетарные туманности имеют совершенно разное происхождение. Диффузные всегда находятся в областях звездообразования – как правило, в спиральных рукавах галактик. Обычно они связаны с крупными и холодными газопылевыми облаками, в которых формируются звезды. Яркая диффузная туманность – это небольшой кусочек такого облака, разогретый родившейся поблизости горячей массивной звездой. Поскольку такие звезды формируются нечасто, диффузные туманности далеко не всегда сопровождают холодные облака. Например, в Орионе есть такие звезды, поэтому есть несколько диффузных туманностей, но они крошечные по сравнению с невидимым для глаза темным облаком, занимающим почти все созвездие Ориона. В небольшой области звездообразования в Тельце нет ярких горячих звезд, и поэтому нет заметных диффузных туманностей (есть лишь несколько слабых туманностей вблизи активных молодых звезд типа Т Тельца).

Планетарные туманности – это оболочки, сброшенные звездами на заключительном этапе их эволюции. Нормальная звезда светит за счет протекающих в ее ядре термоядерных реакций, превращающих водород в гелий. Но когда запасы водорода в ядре звезды истощаются, с ней происходят быстрые перемены: гелиевое ядро сжимается, оболочка расширяется, и звезда превращается в красный гигант. Обычно это переменные звезды типа Миры Кита или OH/IR с огромными пульсирующими оболочками . В конце концов они сбрасывают внешние части своих оболочек. Лишенная оболочки внутренняя часть звезды имеет очень высокую температуру, иногда выше 100 000° C. Она постепенно сжимается и превращается в белый карлик, лишенный ядерного источника энергии и медленно остывающий. Таким образом, планетарные туманности выбрасываются их центральными звездами, тогда как диффузные туманности типа Туманности Ориона – это вещество, которое осталось неиспользованным в процессе формирования звезд.

Некоторые примеры такого использования сохранились до сих пор. Например, Галактику Андромеды часто называют «Туманностью Андромеды».

По мере развития астрономии и разрешающей способности телескопов , понятие «туманность» всё более уточнялось: часть «туманностей» была идентифицирована как звёздные скопления, были обнаружены тёмные (поглощающие) газопылевые туманности и, наконец, в 1920-х годах , сначала Лундмарку , а затем и Хабблу , удалось разрешить на звёзды периферийные области ряда галактик и тем самым установить их природу. С этого времени термин «туманность» употребляется в приведённом выше смысле.

Типы туманностей

Первичный признак, используемый при классификации туманностей - поглощение или излучение (рассеивание) ими света , то есть по этому критерию туманности делятся на тёмные и светлые. Первые наблюдаются благодаря поглощению излучения расположенных за ними источников, вторые - благодаря собственному излучению или отражению (рассеиванию) света расположенных рядом звёзд. Природа излучения светлых туманностей, источники энергии, возбуждающие их излучение, зависят от их происхождения и могут иметь разнообразную природу; нередко в одной туманности действуют несколько механизмов излучения.

Деление туманностей на газовые и пылевые в значительной степени условно: все туманности содержат и пыль, и газ. Такое деление исторически обусловлено различными способами наблюдения и механизмами излучения: наличие пыли наиболее ярко наблюдается при поглощении излучения тёмными туманностями расположенных за ними источников и при отражении или рассеивании, или переизлучении пылью, содержащейся в туманности излучения расположенных поблизости или в самой туманности звёзд ; собственное излучение газовой компоненты туманности наблюдается при её ионизации ультрафиолетовым излучением расположенной в туманности горячей звезды (эмиссионные области H II ионизированного водорода вокруг звёздных ассоциаций или планетарные туманности) или при нагреве межзвёздной среды ударной волной вследствие взрыва сверхновой или воздействия мощного звёздного ветра звёзд типа Вольфа - Райе .

Тёмные туманности

Тёмные туманности представляют собой плотные (обычно молекулярные) облака межзвёздного газа и межзвёздной пыли, непрозрачные из-за межзвёздного поглощения света пылью. Обычно они видны на фоне светлых туманностей. Реже тёмные туманности видны прямо на фоне Млечного Пути . Таковы туманность Угольный Мешок и множество более мелких, называемых гигантскими глобулами .

Межзвёздное поглощение света A v в тёмных туманностях колеблется в широких пределах, от 1-10 m до 10-100 m в наиболее плотных. Строение туманностей с большими A v поддаётся изучению только методами радиоастрономии и субмиллиметровой астрономии, в основном по наблюдениям молекулярных радиолиний и по инфракрасному излучению пыли. Часто внутри тёмных туманностей обнаруживаются отдельные уплотнения с A v до 10 000 m в которых, по-видимому, формируются звёзды .

В тех частях туманностей, которые полупрозрачны в оптическом диапазоне, хорошо заметна волокнистая структура. Волокна и общая вытянутость туманностей связаны с наличием в них магнитных полей , затрудняющих движение вещества поперёк силовых линий и приводящих к развитию ряда видов магнитогидродинамических неустойчивостей. Пылевой компонент вещества туманностей связан с магнитными полями из-за того, что пылинки электрически заряжены.

Отражательные туманности

Отражательные туманности являются газово-пылевыми облаками, подсвечиваемыми звёздами . Если звезда (звёзды) находятся в межзвёздном облаке или рядом с ним, но недостаточно горяча (горячи), чтобы ионизовать вокруг себя значительное количество межзвёздного водорода , то основным источником оптического излучения туманности оказывается свет звёзд, рассеиваемый межзвёздной пылью . Примером таких туманностей являются туманности вокруг ярких звёзд в скоплении Плеяды .

Большинство отражательных туманностей расположено вблизи плоскости Млечного Пути . В ряде случаев наблюдаются отражательные туманности на высоких галактических широтах. Это газово-пылевые (часто молекулярные) облака различных размеров, формы, плотности и массы, подсвечиваемые совокупным излучением звёзд диска Млечного Пути. Они трудны для изучения из-за очень низкой поверхностной яркости (обычно много слабее фона неба). Иногда, проецируясь на изображениях галактик , они приводят к появлению на фотографиях галактик несуществующих в действительности деталей - хвостов, перемычек и т. п.

Отражательная туманность «Ангел» находится на высоте 300 пк над плоскостью галактики

Некоторые отражательные туманности имеют кометообразный вид и называются кометарными. В «голове» такой туманности находится обычно переменная звезда типа T Тельца , освещающая туманность. Такие туманности нередко имеют переменную яркость, отслеживая (с запаздыванием на время распространения света) переменность излучения освещающих их звёзд. Размеры кометарных туманностей обычно малы - сотые доли парсека .

Редкой разновидностью отражательной туманности является так называемое световое эхо , наблюдавшееся после вспышки новой звезды 1901 года в созвездии Персея . Яркая вспышка новой звезды подсветила пыль, и несколько лет наблюдалась слабая туманность, распространявшаяся во все стороны со скоростью света. Кроме светового эха после вспышек новых звёзд образуются газовые туманности, подобные остаткам вспышек сверхновых звёзд .

Многие отражательные туманности имеют тонковолокнистую структуру - систему почти параллельных волокон толщиной в несколько сотых или тысячных долей парсека . Происхождение волокон связано с желобковой или перестановочной неустойчивостью в туманности, пронизанной магнитным полем . Волокна газа и пыли раздвигают силовые линии магнитного поля и внедряются между ними, образуя тонкие нити.

Изучение распределения яркости и поляризации света по поверхности отражательных туманностей, а также измерение зависимости этих параметров от длины волны позволяют установить такие свойства межзвёздной пыли, как альбедо , индикатрису рассеяния, размер, форму и ориентацию пылинок.

Туманности, ионизованные излучением

Туманности, ионизованные излучением, - участки межзвёздного газа , сильно ионизованного излучением звёзд или других источников ионизующего излучения. Самыми яркими и распространёнными, а также наиболее изученными представителями таких туманностей являются области ионизованного водорода (зоны H II). В зонах H II вещество практически полностью ионизовано и нагрето до температуры ~10 4 К ультрафиолетовым излучением находящихся внутри них звёзд. Внутри зон HII всё излучение звезды в лаймановском континууме перерабатывается в излучение в линиях субординатных серий , в соответствии с теоремой Росселанда . Поэтому в спектре диффузных туманностей очень яркие линии Бальмеровской серии , а также линия Лайман-альфа. Лишь разреженные зоны H II низкой плотности ионизованы излучением звёзд, в т. н. корональном газе.

К туманностям, ионизованным излучением относятся также так называемые зоны ионизованного углерода (зоны C II), в которых углерод практически полностью ионизован светом центральных звёзд. Зоны C II обычно расположены вокруг зон H II в областях нейтрального водорода (H I) и проявляют себя по рекомбинационным радиолиниям углерода, аналогичным рекомбинационным радиолиниям водорода и гелия . Зоны C II наблюдаются также в инфракрасной линии C II (λ = 156 мкм). Для зон C II характерны низкая температура 30-100 К и малая степень ионизации среды в целом: N e /N < 10 −3 , где N e и N концентрации электронов и атомов. Зоны C II возникают из-за того, что потенциал ионизации углерода (11,8 эВ) меньше, чем у водорода (13,6 эВ). Излучение звёзд с энергией E фотонов 11,8 эВ E 13,6 эВ (Å) выходит за пределы зоны H II в область H I, сжатую ионизационным фронтом зоны H II, и ионизует там углерод. Зоны C II возникают также вокруг звёзд спектральных классов B1-B5, находящихся в плотных участках межзвёздной среды. Такие звёзды практически не способны ионизовать водород и не создают заметных зон H II.

Туманности, ионизованные излучением, возникают также вокруг мощных рентгеновских источников в Млечном Пути и в других галактиках (в том числе в активных ядрах галактик и квазарах). Для них часто характерны более высокие температуры, чем в зонах H II, и более высокая степень ионизации тяжёлых элементов.

Планетарные туманности

Разновидностью эмиссионных туманностей являются планетарные туманности, образованные верхними истекающими слоями атмосфер звёзд ; обычно это оболочка, сброшенная звездой-гигантом. Туманность расширяется и светится в оптическом диапазоне. Первые планетарные туманности были открыты У. Гершелем около 1783 года и названы так за их внешнее сходство с дисками планет . Однако далеко не все планетарные туманности имеют форму диска: многие имеют форму кольца или симметрично вытянуты вдоль некоторого направления (биполярные туманности). Внутри них заметна тонкая структура в виде струй, спиралей, мелких глобул. Скорость расширения планетарных туманностей 20-40 км/с, диаметр 0,01-0,1 пк, типичная масса около 0,1 массы Солнца, время жизни около 10 тыс. лет.

Туманности, созданные ударными волнами

Разнообразие и многочисленность источников сверхзвукового движения вещества в межзвёздной среде приводят к большому количеству и разнообразию туманностей, созданных ударными волнами . Обычно такие туманности недолговечны, так как исчезают после исчерпания кинетической энергии движущегося газа.

Основными источниками сильных ударных волн в межзвёздной среде являются взрывы звёзд - сбросы оболочек при вспышках сверхновых и новых звёзд , а также звёздный ветер (в результате действия последнего образуются т. н. пузыри звёздного ветра). Во всех этих случаях имеется точечный источник выброса вещества (звезда). Созданные таким образом туманности имеют вид расширяющейся оболочки, по форме близкой к сферической.

Выбрасываемое вещество имеет скорости порядка сотен и тысяч км/с, поэтому температура газа за фронтом ударной волны может достигать многих миллионов и даже миллиардов градусов.

Газ, нагретый до температуры несколько миллионов градусов, излучает главным образом в рентгеновском диапазоне как в непрерывном спектре, так и в спектральных линиях. В оптических спектральных линиях он светится очень слабо. Когда ударная волна встречает неоднородности межзвёздной среды, она огибает уплотнения. Внутри уплотнений распространяется более медленная ударная волна, вызывающая излучение в спектральных линиях оптического диапазона. В результате возникают яркие волокна, хорошо заметные на фотографиях. Основной ударный фронт, обжимая сгусток межзвёздного газа, приводит его в движение в сторону своего распространения, но с меньшей, чем у ударной волны, скоростью.

Остатки сверхновых и новых звёзд

Наиболее яркие туманности, созданные ударными волнами, вызваны взрывами сверхновых звёзд и называются остатками вспышек сверхновых звёзд. Они играют очень важную роль в формировании структуры межзвёздного газа. Наряду с описанными особенностями для них характерно нетепловое радиоизлучение со степенным спектром, вызванное релятивистскими электронами, ускоряемыми как в процессе взрыва сверхновой, так и позже пульсаром, обычно остающимся после взрыва. Туманности, связанные со взрывами новых звёзд , малы, слабы и недолговечны.

Туманности вокруг звёзд Вольфа - Райе

Шлем Тора - туманность вокруг звезды Вольфа - Райе

Другой тип туманностей, созданных ударными волнами связан со звёздным ветром от звёзд Вольфа - Райе . Эти звёзды характеризуются очень мощным звёздным ветром с потоком массы в год и скоростью истечения 1·10 3 -3·10 3 км/с. Они создают туманности размером в несколько парсек с яркими волокнами на границе астросферы такой звёзды. В отличие от остатков вспышек сверхновых звёзд радиоизлучение этих туманностей имеет тепловую природу. Время жизни таких туманностей ограничено продолжительностью пребывания звёзд в стадии звезды Вольфа - Райе и близко к 10 5 лет.

Туманности вокруг O-звёзд

Аналогичны по свойствам туманностям вокруг звёзд Вольфа - Райе , но образуются вокруг наиболее ярких горячих звёзд спектрального класса О - Of, обладающих сильным звёздным ветром . От туманностей, связанных со звёздами Вольфа - Райе, они отличаются меньшей яркостью, бо́льшими размерами и, видимо, большей продолжительностью жизни.

Туманности в областях звездообразования

Туманность Орион А - гигантская область звездообразования

Ударные волны меньших скоростей возникают в областях межзвёздной среды , в которых происходит звездообразование. Они приводят к нагреву газа до сотен и тысяч градусов, возбуждению молекулярных уровней, частичному разрушению молекул, нагреву пыли. Такие ударные волны видны в виде вытянутых туманностей светящихся преимущественно в инфракрасном диапазоне. Ряд таких туманностей обнаружен, например, в очаге звездообразования, связанном с туманностью Ориона.

Раньше туманностями в астрономии называли любые неподвижные протяжённые светящиеся астрономические объекты, включая звёздные скопления или галактики за пределами Млечного Пути, которые не удавалось разделить на звёзды.

Например, Галактику Андромеды часто называют «Туманностью Андромеды». Но сейчас туманностью называют участок межзвёздной среды, выделяющейся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба.

Изменение в терминологии произошло потому, что в 1920-е годы выяснилось: среди туманностей много галактик. По мере развития астрономии и разрешающей способности телескопов понятие «туманность» всё более уточнялось: часть «туманностей» была идентифицирована как звёздные скопления, были обнаружены тёмные (поглощающие) газопылевые туманности, а в 1920-х годах сначала Лундмарку, а затем и Хабблу, удалось рассмотреть звёзды в периферийных областях ряда галактик и тем самым установить их природу. После этого термин «туманность» стал пониматься более узко.
Состав туманностей: газ, пыль и плазма (частично или полностью ионизованный газ, образованный из нейтральных атомов (или молекул) и заряженных частиц (ионов и электронов).

Признаки туманностей

Как уже было сказано выше, туманность поглощает или излучает (рассеивает) свет, поэтому она бывает темная или светлая .
Темные туманности - плотные (обычно молекулярные) облака межзвёздного газа и межзвёздной пыли. Они не прозрачны из-за межзвёздного поглощения света пылью. Обычно они видны на фоне светлых туманностей. Реже тёмные туманности видны прямо на фоне Млечного Пути. Таковы туманность Угольный Мешок и множество более мелких, называемых гигантскими глобулами. На картинке показана туманность Конская Голова (фото «Хаббл»). Часто внутри тёмных туманностей обнаруживаются отдельные уплотнения, в которых, как предполагают, формируются звёзды.

Отражательные туманности обычно с синим оттенком, поскольку рассеяние голубого цвета более эффективно, чем красного (именно этим объясняется голубой цвет неба). Это газово-пылевые облака, подсвечиваемыми звёздами. Иногда основным источником оптического излучения туманности оказывается свет звёзд, рассеиваемый межзвёздной пылью. Примером таких туманностей являются туманности вокруг ярких звёзд в скоплении Плеяды. Большинство отражательных туманностей расположено вблизи плоскости Млечного Пути.

Туманности, ионизованные излучением - участки межзвёздного газа, сильно ионизованного излучением звёзд или других источников ионизующего излучения. Туманности, ионизованные излучением, возникают также вокруг мощных рентгеновских источников в Млечном Пути и в других галактиках (в том числе в активных ядрах галактик и квазарах). Для них часто характерны более высокие температуры и более высокая степень ионизации тяжелых элементов.
Планетарные туманности – это астрономические объекты, состоящие из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды, белого карлика. Планетарные туманности образуются при сбросе внешних слоёв (оболочек) красных гигантов и сверхгигантов с массой 2,5-8 солнечных на завершающей стадии их эволюции. Планетарная туманность - быстропротекающее (по астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько десятков тысяч лет, при продолжительности жизни звезды-предка в несколько миллиардов лет. В настоящее время в нашей галактике известно около 1500 планетарных туманностей. Планетарные туманности в большинстве своём представляют собой тусклые объекты и, как правило, не видны невооружённым глазом. Первой открытой планетарной туманностью была туманность Гантель в созвездии Лисички: Шарль Мессье, занимавшийся поиском комет, при составлении своего каталога туманностей (неподвижных объектов, похожих при наблюдении неба на кометы) в 1764 году занёс её в каталог под номером M27, а У. Гершель в 1784 г. при составлении своего каталога выделил их в отдельный класс туманностей и предложил для них термин «планетарная туманность».

Туманности, созданные ударными волнами . Обычно такие туманности недолговечны, так как исчезают после исчерпания кинетической энергии движущегося газа. Основными источниками сильных ударных волн в межзвёздной среде являются взрывы звёзд - сбросы оболочек при вспышках сверхновых и новых звёзд, а также звёздный ветер.
Остатки сверхновых и новых звёзд . Наиболее яркие туманности, созданные ударными волнами, вызваны взрывами сверхновых звёзд и называются остатками вспышек сверхновых звёзд. Наряду с описанными особенностями для них характерно нетепловое радиоизлучение. Туманности, связанные со взрывами новых звёзд, малы, слабы и недолговечны.

Туманности вокруг звёзд Вольфа-Райе . Радиоизлучение этих туманностей имеет тепловую природу. Звезды Вольфа-Райе характеризуются очень мощным звёздным ветром. Но время жизни таких туманностей ограничено продолжительностью пребывания звёзд в стадии звезды Вольфа-Райе и близко к 105 лет.

Туманности вокруг O-звёзд . Они схожи по свойствам туманностям вокруг звёзд Вольфа-Райе, но образуются вокруг наиболее ярких горячих звёзд спектрального класса О - Of, обладающих сильным звёздным ветром. От туманностей, связанных со звёздами Вольфа-Райе, они отличаются меньшей яркостью, бо́льшими размерами и, видимо, большей продолжительностью жизни.
Туманности в областях звездообразования. В межзвездной среде происходит звездообразование, при этом возникают ударные волны, которые разогревают газ до сотен и тысяч градусов. Такие ударные волны видны в виде вытянутых туманностей, светящихся преимущественно в инфракрасном диапазоне. Ряд таких туманностей обнаружен в очаге звездообразования, связанном с туманностью Ориона.

Галактика Андромеды, или Туманность Андромеды - это спиральная галактика, ближайшая к Млечному Пути большая галактика, расположенная в созвездии Андромеды. Она удалена от нас на расстояние 2,52 млн. световых лет. Плоскость галактики наклонена к нам под углом 15°, поэтому определить ее структуру очень сложно. Туманность Андромеды – самая яркая в северном полушарии неба. Она видна и невооруженным глазом, но всего лишь как слабое туманное пятнышко.
Туманность Андромеды похожа на нашу Галактику, но больше ее. В ней изучено несколько сотен переменных звезд, которые в основном являются цефеидами. Также в ней обнаружено 300 шаровых скоплений, более 200 новых звезд и одна сверхновая.
Туманность Андромеды интересна не только тем, что схожа с нашей Галактикой, но и тем, что имеет четыре спутника – карликовые эллиптические галактики.