Туманность

Диффузная туманность «Лагуна»

Туманность — межзвёздное облако, состоящее из пыли, газа и плазмы, выделяющееся своим излучением или поглощением по сравнению с окружающей его межзвёздной средой.

Исторические сведенияПравить

Первоначально туманностями в астрономии называли любые неподвижные протяжённые (диффузные) светящиеся астрономические объекты, включая звёздные скопления или галактики за пределами Млечного Пути, которые не удавалось разрешить на звёзды. Некоторые примеры такого использования сохранились до сих пор. Например, Галактику Андромеды иногда называют «Туманностью Андромеды».

Так, Шарль Мессье, интенсивно занимавшийся поиском комет, составил в 1787 г. каталог неподвижных диффузных объектов, похожих на кометы. В каталог Мессье попали как собственно туманности, так и галактики (например, упомянутая выше галактика Андромеды — М31) и шаровые звёздные скопления (М13 — скопление Геркулеса).

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 гг. 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 туманностейПравить

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 HII ионизированного водорода вокруг горячих звёзд или планетарные туманности) или при нагреве межзвёздной среды ударной волной вследствие взрыва сверхновой или воздействия мощного звёздного ветра звёзд типа Вольфа — Райе.

Тёмные туманностиПравить

Туманность Конская Голова, снимок телескопа Хаббл

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

Межзвездное поглощение света A_v в темных туманностях колеблется в широких пределах, от 1—10^m до 10—100^m в наиболее плотных. Строение туманностей с большими A_v поддается изучению только методами радиоастрономии и субмиллиметровой астрономии, в основном по наблюдениям молекулярных радиолиний и по инфракрасному излучению пыли. Часто внутри темных 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 поперек 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 туманностиПравить

Рассеянное скопление Плеяды

Отражательные туманности являются газово-пылевыми облаками, подсвечиваемые звёздами. Если звезда (звёзды) находятся в межзвездном облаке или рядом с ним, но недостаточно горяча (горячи), чтобы ионизовать вокруг себя значительное количество межзвездного водорода, то основным источником оптического излучения туманности оказывается свет звёзд, рассеиваемый межзвездной 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 проводят 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 Т Тельца, освещающая туманность. Такие туманности нередко имеют переменную яркость, отслеживая (с запаздыванием на время распространения света) переменность излучения освещающих их звезд. Размеры кометарных туманностей обычно малы — сотые доли парсека.

Редкой разновидностью отражательной туманности является так называемое световое эхо, наблюдавшееся после вспышки Новой звезды 1901 г. 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 звезд.

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 межзвездной пыли, как альбедо, индикатрису рассеяния, размер, форму и ориентацию пылинок.

Туманности, ионизованные излучениемПравить

Гигантская область звездообразования NGC 604.

Туманности, ионизованные излучением, — участки межзвездного газа, сильно ионизованного излучением звезд или других источников ионизующего излучения. Самыми яркими и распространенными, а также наиболее изученными представителями таких туманностей являются области ионизованного водорода (зоны HII). В зонах HII вещество практически полностью ионизовано и нагрето до температуры ~10⁴К ультрафиолетовым излучением находящихся внутри них звезд. Лишь разреженные зоны HII низкой плотности ионизованы излучением звезд, в т. н. корональном газе.

К туманностям, ионизованным излучением относятся также так называемые зоны ионизованного углерода (зоны CII), в которых углерод практически полностью ионизован светом центральных звезд. Зоны CII обычно расположены вокруг зон HII в областях нейтрального водорода (HI) и проявляют себя по рекомбинационным радиолиниям углерода, аналогичным рекомбинационным радиолиниям водорода и гелия. Зоны CII наблюдаются также в инфракрасной линии CII (λ = 156 мкм). Для зон CII 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 CII возникают из-за того, что потенциал ионизации углерода (11,8 эВ) меньше, чем у водорода (13,6 эВ). Излучение звезд с энергией E фотонов 11,8 эВ $\pm$ E $\pm$ 13,6 эВ ( $\lambda = 1108 - 912$ Å) выходит за пределы зоны HII в область HI, сжатую ионизационным фронтом зоны HII, и ионизует там углерод. Зоны CII возникают также вокруг звезд спектральных классов B1-B5, находящихся в плотных участках межзвёздной среды. Такие звёзды практически не способны ионизовать водород и не создают заметных зон HII.

Большая туманность Ориона

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 HII, и более высокая степень ионизации тяжелых элементов.

Планетарная туманность «Кошачий глаз».

Планетарные туманностиПравить

Основная статья — Планетарные туманности.
Разновидностью зон HII являются планетарные туманности образованные верхними истекающими слоями атмосфер звезд; обычно это оболочка, сброшенная звездой-гигантом. Туманность расширяется и светится в оптическом диапазоне. Первые планетарные туманности были открыты У.Гершелем около 1783 г. 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 волнамиПравить

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 межзвездной среде являются взрывы звёзд — сбросы оболочек при вспышках сверхновых и новых звёзд, а также звёздный ветер. 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 межзвездной 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 межзвездного газа, приводит его в движение в сторону своего распространения, но с меньшей, чем у ударной волны, скоростью.

Остатки сверхновых и новых звёздПравить

Крабовидная туманность — остаток вспышки сверхновой 1054 г.

Основная статья: Остаток сверхновой

Наиболее яркие туманности, созданные ударными волнами, вызваны взрывами сверхновых звезд и называются остатками вспышек сверхновых звезд. Они играют очень важную роль в формировании структуры межзвездного 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 звезд, малы, слабы и недолговечны.

Туманности вокруг звёзд Вольфа — РайеПравить

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 $\approx 10^{-5}\mathfrak{M}_\odot$ в год и скоростью истечения $\left( 1 - 3 \right) \cdot 10^3$ км/с. Они создают туманности размером в несколько парсек с яркими волокнами. В отличие от остатков вспышек сверхновых звезд радиоизлучение этих туманностей имеет тепловую природу. Время жизни таких туманностей ограничено продолжительностью пребывания звёзд в стадии звезды Вольфа — Райе и и близко к 10⁵ лет.

Туманности вокруг O-звездПравить

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

Туманности в областях звездообразованияПравить

Туманность Орион А — гигантская область звездообразования

Ударные волны меньших скоростей возникают в областях межзвездной 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.

См. также:Править

ЛитератураПравить

Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть, М.: Наука, 1984

(электронная версия книги — http://shklovsky-ocr.narod.ru/online/shklovsky.htm)

Сурдин В. Г., Ламзин С. А. Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды, М.: Наука, 1992

(электронная версия книги — http://www.astronet.ru/db/msg/1190949)