Уроки. Урок 28. Туманности | Астрономия в школе

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 1860г, 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.
    Пространство между звездами в Галактике заполнено разреженным веществом, излучением и магнитным полем. В межзвездной среде открыты огромные холодные области (молекулярные облака) с температурой 5-50 К и очень горячий газ с температурой 106 К - корональный газ. По температуре и плотности межзвездные облака делят на четыре разных типа.

На снимке: Большая туманность Ориона находится под и немного левее группы из трех звезд, образующих пояс Ориона. Внутри видимого невооруженным глазом размытого пятнышка расположены одни из ближайших к нам (расстояние до них около 1500 св. лет) звездных яслей. Снимок сделан в красном свете излучаемой туманностью спектральной линии водорода. Светящийся газ перемежается темными пылевыми прожилками, которые отражают излучение самых ярких звезд туманности. В ходе наблюдений Туманности Ориона на Космическом телескопе имени Хаббла были обнаружены небольшие диски: исследователи считают, что это области звездообразования размером с нашу Солнечную систему.

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.

	диффузное	темное	молекулярное	глобула
Температура Т, К	10²–10⁵	10–10²	5–50	10–30
Концентрация атомов (молекул), см^–3	1–10²	10²–10⁴	400–10⁶	10³–10⁵

Среди молекулярных облаков выделяются гигантские молекулярные облака с массами 10⁵–10⁶ М_¤. Температура таких облаков от 5 до 30 К. В галактическом диске примерно 6000 таких облаков, и в них содержится 90% всего молекулярного газа. Гигантские молекулярные облака, а, следовательно, диффузные, планетарные туманности, глобулы связаны с очагами звездообразования.
В Галактике (особенно, в плоской составляющей) имеется также большое количество межзвездной пыли. Средний радиус пылинок составляет доли микрометра. В настоящее время считают, что пылинки состоят из смеси графитовых и силикатных частиц, покрытых оболочками из органических молекул и льда. Суммарная масса пыли всего 0,03 % полной массы Галактики, ее полная светимость составляет 30 % от светимости звезд и полностью определяет излучение Галактики в инфракрасном диапазоне. Температура пыли 15–25 К.

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.

диффузная туманность

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.

Диффузная туманность M 8 (NGC 6530). Экват. координаты (J2000): Alp: 18ч 4.1м Del: -24° 20'' V: 6.0^m; Угловой размер: 45.0''. Была открыта Гильомом ле Жентил в 1747 году. В светлой туманности Лагуна находится рассеянное звездное скопление и несколько областей звездообразования . Красное свечение туманности обусловлено светящимся водородом, тогда как темные волокна представляют собой плотные прожилки пыли . Туманность Лагуна находится на расстоянии 5200 световых лет от Земли. Туманность Лагуна можно разглядеть с помощью бинокля в созвездии Стрельца. Она занимает на небе область размером 3 диаметра Луны.

NGC 281 (туманность Пэкмен) - это область активного звездообразования. Наиболее заметными ее признаками являются небольшое рассеянное звездное скопление, диффузная эмиссионная туманность красного цвета, протяженные полосы поглощающих свет газа и пыли и плотные сгущения газа и пыли, в которых звезды могут образовываться в настоящее время. Рассеянное скопление IC 1590 видно около центра изображения, оно сформировалось всего несколько миллионов лет назад. Ярчайший член скопления на самом деле является кратной звездной системой, свет которой ионизует газ туманности, вызывая ее красное свечение. Полосы пыли слева от центра - вероятные места будущего звездообразования. На этой фотографии особенно выделяются темные глобулы Бока, которые хорошо видны на фоне яркой туманности. Наверняка звезды образуются там прямо сейчас. Вся система находится на расстоянии около 10 тысяч световых лет.

эмиссионная туманность

Облако светящегося газа в межзвездном пространстве. Межзвездные облака состоят в основном из водорода, который может находиться в возбужденном или ионизированном состоянии под действием ультрафиолетового излучения горячих звезд, находящихся внутри облаков. Выделение энергии происходит в результате рекомбинации ионов и столкновений электронов с ионизированными атомами более тяжелых элементов (типа кислорода и азота), также входящих в состав облака. Типичный розоватый цвет, наблюдаемый у облаков ионизированного водорода (области H II) типа туманности Ориона, обусловлен преобладающим излучением водорода.

NGC 2237 эмиссионная туманность. Внутри туманности находится рассеянное скопление ярких молодых звезд NGC 2244. Эти звезды образовали туманные облака, и звездный ветер от них расчистил центр туманности, отделив оболочку пыли и горячего газа. Ультрафиолетовое излучение горячих звезд скопления заставляет окружающую туманность светится.

М16 (NGC 6611) - типичная область звездообразования. Внутри нее находится скопление молодых звезд, которые сформировались приблизительно 2 млн. лет назад. Среди них несколько очень массивных горячих звезд, которые намного горячее Солнца и иногда массивнее его в тридцать и более раз. Темные вторжения, видимые на всей площади туманности, являются, как полагают, уплотнениями пылевого вещества, которое могло бы однажды сколлапсироваться, дав начало большому количеству звезд. Яркие красные области фотоионизированного водорода, подобные M16, обычно находятся в спиральных ветвях галактик и часто ассоциируются с пылью.

отражающая туманность

Холодное облако межзвездного газа и пыли, которое светится только потому, что пыль рассеивает свет близлежащих звезд; собственного свечения газо-пылевое облако не имеет. Спектр рассеянного света - такой же, как и у звезд, хотя синий свет рассеивается более интенсивно, чем красный, так как эффект зависит от длины волны. Одна из наиболее известных отражающих туманностей - та, которая окружает звезды Плеяд.

В обширном молекулярном облаке Ориона особенно выделяются несколько ярких голубых туманностей. На рисунке вы видите две наиболее значительные отражательные туманности. Это пылевые облака, освещенные светом ярких звезд, находящихся внутри. Наиболее известная туманность - M78, занесенная в каталог более 200 лет тому назад. На рисунке внизу слева - менее известная туманность NGC 2071. Комплекс туманностей в Орионе находится от нас на расстоянии 1500 световых лет и содержит Туманность Ориона и Туманность Конская Голова. Эти туманности по площади занимают большую часть созвездия Ориона.

Отражающая туманность NGC 1977 в созвездии Ориона. Это рассеянное скопление туманных звезд находится всего на полградуса севернее туманности Ориона, намного более зрелищной, и по этой причине на нее долго не обращали внимания. Группа звезд, видимая невооруженным глазом как одиночный объект - самая северная "звезда" в ручке меча Ориона. Большая часть голубой туманности - рассеиваемый свет звезд, хотя некоторые звезды и сами достаточно горячи для того, чтобы возбудить линии водорода, столь характерные для этой области. Оба цвета сливаются, давая сиреневые оттенки, что создает заметную и необычную туманность, совершенно не похожую на соседнюю туманность Ориона. Темные полосы образованы, в основном, межзвездной пылью - скоплениями мельчайших продолговатых крупинок углерода.

Излучение звезды Меропа знаменитого скопления Плеяды медленно разрушает пролетающее мимо газо-пылевое облако. Звезда и облако (IC 349) существуют уже миллионы лет, однако их случайное сближение в течение последних 100 000 лет на расстояние всего лишь в 3500 раз превышающее расстояние от Земли до Солнца привело к весьма необычному воздействию излучения звезды на заключенную в облаке пыль. Пыль отражательной туманности довольно существенно отталкивается давлением излучения звезды, причем это отталкивание сильнее для маленьких пылинок. Описанный процесс привел к стратификации отдельных частей пылевого облака и вытягиванию их в направлении Меропы. При этом ближайшие к Меропе пылинки оказываются также и самыми массивными и, следовательно, наименее чувствительными к давлению излучения. Более отдаленным последствием этого процесса станет общее разрушение пылевых частиц жестким излучением звезды. Сможет ли облако пережить это сближение никому пока не известно.

Туманность Ангел находится на высоте 300 пк над плоскостью галактики.

поглощающая туманность

Темное межзвездное облако, которое поглощает свет расположенных за ним ярких объектов. Поглощающие туманности различаются по размерам - от небольших глобул к большим облакам, видимым невооруженным глазом, например, типа туманности "Угольный мешок" в южной части Млечного Пути. Поглощающие туманности содержат пыль и газ (в соотношении по массе ~ 1:100), а их температура достаточно низка от - 260 до - 220° С для того, чтобы могли образоваться простые молекулы. В основном они состоят из молекулярного водорода, но обнаружены в них и другие молекулы вплоть до молекул аминокислот. 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.

Туманность "Конская голова" в созвездии Ориона. Красная эмиссионная туманность - результат взаимодействия излучения звезды Сигма Ориона с поверхностью газо-пылевого облака, проекция которого выглядит как темная голова лошади. Сигма - вторая по яркости звезда на фото; она находится примерно на таком же расстояния от Солнца, как и туманность. Самая яркая звезда изображения - Дзета Ориона (легко видимая невооруженным глазом как самая восточная звезда в линии трех звезд, которые образуют пояс Ориона). Частично потерявшаяся в ярком свете Дзеты, на изображении все же видна любопытная желтоватая туманность NGC 2024, которая получает энергию от звезды, скрытой в темноте пылевых образований. Другие туманности просто отражают свет связанных с ними горячих звезд, что придает им голубую окраску.

Звездные ветры и излучение звезд придали этой великолепной пылевой туманности весьма характерную форму похожую на Конскую Голову. Эта туманность находится внутри огромного газо-пылевого комплекса звездообразования, который окружает расположенную на расстоянии около 1500 световых лет Туманность Ориона. В каталог Барнарда она включена под номером 33 и мы можем видеть ее только благодаря тому, что поглощающая пыль проектируется на расположенную позади яркую эмиссионную туманность. На самом деле характерный фрагмент в форме конской головы представляет собой всего лишь часть более крупного пылевого облака, простирающегося вниз от запечатленной на фотографии области неба.

Темная туманность, которую можно увидеть в нижней левой части этой фотографии, известна как туманность Трубка. Темные облака, напоминающие своей формой дым из трубки, возникли из-за поглощения света звезд пылью. Эти облака пыли можно проследить до туманности Ро Змееносца справа. Ярчайшая звезда в этом поле - это Антарес. На этом изображении можно увидеть несколько типов туманностей: красные туманности - эмиссионные, синие - отражательные, а темные - поглощающие.

А это туманность "Конская голова" в созвездии Ориона при сильном увеличении. Снимок телескопа Хаббл.

планетарная туманность

    Расширяющаяся оболочка газа, которая окружает звезду на последней стадии эволюции звезд. Название восходит к описанию, данному Уильямом Гершелем. Он считал, что их форма напоминают диски планет, видимые в небольшой телескоп.
    Планетарные туманности образуются в процессе потери массы, при котором красные гиганты в конечном счете превращаются в белые карлики. Обычно масса газовой оболочки составляет несколько десятых солнечной массы, а вещество уносится со скоростью 20 км/сек. Такая оболочка существует, вероятно, в течение 35000 лет, а затем становится слишком разреженной и поэтому невидимой. Спектры показывают эмиссионные линии светящегося газа, объединенные со спектром центральной звезды, который может содержать линии поглощения и/или эмиссионные линии. Центральные звезды планетарных туманностей по существу уже "сгорели" и находятся в стадии превращения в белые карлики. Их температура достигает 125000 K, а другие характеристики уже подобны характеристикам белых карликов.
   Планетарные туманности принимают разнообразные формы - кольцеобразные, круглые, гантелеподобные и неправильные. Самые известные среди них - туманность "Кольцо", туманность "Спираль" и туманность "Гантель".

Планетарная туманность Эйбелл 39, поперечник которой сейчас составляет шесть световых лет, является одной из самых больших сфер в нашей Галактике представляет собой внешние слои атмосферы звезды солнечного типа, сброшенные ею несколько тысяч лет назад. Согласно данным наблюдений, содержание кислорода в Эйбелл 39 примерно в два раза меньше солнечного - весьма интересный, хотя и не удивительный результат, подтверждающий различия химического состава двух звезд. Причина нецентрального положения центральной звезды туманности (она смещена на 0.1 св. года) не установлена. Расстояние до Эйбелл 39 составляет около 7000 световых лет, а видимые вблизи и сквозь туманность галактики, удалены от нас на миллионы световых лет.

Планетарная туманность "Сова" M 97 (NGC 3587). Экват. координаты (J2000): Alp: 11ч 14.8м Del: +55° 01'' V: 9.9^m. M97 - сложная планетарная туманность, которая похожа на лицо совы. Туманность имеет массу приблизительно 0.15 солнечных масс, а остаточная звезда, имеет 0.7 солнечных масс. Расстояние до Земли 2000 световых лет в созвездии Большой Медведицы.

Планетарная туманность NGC 3132 в центре которой находится двойная звезда. Своим происхождением эта туманность, называемая также Туманностью восьми вспышек или Южной кольцевой туманностью, обязана вовсе не яркой, а слабой звезде. Источником светящегося газа являются внешние слои звезды, похожей на наше Солнце. Энергию для горячего голубого свечения вокруг двойной системы дает высокая температура на поверхности слабой звезды. До сих пор не нашли себе объяснения ни странная форма более холодной оболочки, ни структура и происхождение холодных пылевых полос, пересекающих туманность..

Планетарная туманность "Гантель" M 27 (NGC 6853) в созвездии Лисички. Экват. координаты (J2000): Alp: 19ч 59.6м Del: +22° 43'' V: 7.4^m; Угловой размер: 6.7''. Туманность "Гантель" была первой открытой планетарной туманностью Чарльзом Мессье в 1764г. Возраст туманности оценивается от 3000 до 4000 лет. Планетарная туманность представляет расширяющиеся облака из разреженного ионизованного газа, окружающего горячий белый карлик, который раньше был красным гигантом. Планетарные туманности живут в среднем около 50 тысяч лет. M27 - одна из самых ярких планетарных туманностей на небе и ее можно увидеть с помощью простого бинокля.

остаток сверхновой

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. Выброшенное вещество образует сгустки, так что излучающая оболочка может и не быть однородным кольцом.
    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. Среди других общеизвестных примеров остатков сверхновых - Кассиопея А, звезда Кеплера, звезда Тихо Браге и Петля в Лебеде.

М1 (Крабовидная туманность, созвездие Тельца). Фото получено на 4-метрового телескопа в Китт-Пик в 1973 г. На фото можно ясно видеть пульсар (несколько ниже центра). Имеет диаметр 15 св.лет и удалена от нас на расстоянии 910 св.лет. Возраст рассчитан в 1928г Э.Хаббл. Красные волокна - нити возбужденного газа, сильно излучающие в линии альфа водорода, все еще являя немые доказательства мощи взрыва сверхновой, который создал и туманность, и пульсар. Это одна из наиболее известных в истории сверхновых, она была зарегистрирована китайскими астрономами 4 июля 1054г. Название "Крабовидная" связано с первоначальным восприятием формы туманности и сейчас уже не кажется столь обязательным.

Волокна из газа - это все, что осталось от звезды, принадлежавшей когда-то к населению Млечного Пути. Много тысячелетий назад эта звезда вспыхнула как сверхновая и оставила после себя туманность Вуаль в созвездии Лебедя. Остаток сверхновой находится от нас на расстоянии 1400 световых лет, его размеры более чем в пять раз превышают полную Луну. Яркое волокно справа известно под именем туманность Ведьмина Метла. Эту туманность можно увидеть в небольшой телескоп. Туманность Вуаль называется также Петлей в Лебеде.

Центр туманности Гама, оставшейся после взрыва сверхновой находится в созвездии Паруса.

Объекты каталога Мессье

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.

Иллюстрации с научных сайтов

Астронет. Поиск по научным запросам. Запрос "Туманности".
Астрономическая энциклопедия туманностей ПРАО (56 туманностей)
Научный сайт обсерватории ESO (Европейская обсерватория), в том числе "VLT – Очень большой телескоп"
Поиск по APOD (Астрономическая картинка дня)
Сайт "Галерея туманностей"
Туманности с телескопа VLT (фотографии глобул Barnard 68)
Фотогалерея туманностей

Copyright © ОблЦИТ 2001-2025
Copyright © ОблЦИТ 2001-2025