Небула

Из Википедије, слободне енциклопедије
Иди на навигацију Иди на претрагу
Маглина Орион . Уметност ЕСО

Маглина је део међузвезданог медија који се истиче зрачењем или апсорпцијом зрачења на општој позадини неба. Раније се сваки продужени објекат непомичан на небу називао маглинама. Током 1920-их постало је јасно да међу маглинама има много галаксија (на пример, маглина Андромеда ). Након тога, термин "маглина" је почео да се схвата уже, у горе назначеном смислу. [једна]

Маглине се састоје од прашине , гаса и плазме .

Историјска позадина

У почетку, маглинама су се у астрономији називали сви стационарни проширени (дифузни) светлећи астрономски објекти , укључујући звездана јата или галаксије изван Млечног пута , који се не могу раздвојити у звезде .

Неки примери ове употребе су преживели до данас. На пример, галаксија Андромеда се често назива Андромедина маглина.

Тако је Цхарлес Мессиер , који је интензивно трагао за кометама , саставио 1787. године каталог стационарних дифузних објеката сличних кометама. Месијеов каталог обухвата и маглине и друге објекте - галаксије (на пример, горе поменуту галаксију Андромеда - М 31 ) и глобуларна звездана јата ( М 13 - Херкулесово јато).

Са развојем астрономије и моћи разлучивања телескопа , концепт "маглине" је постајао све рафиниранији: неке од "маглина" су идентификоване као звездана јата, откривене су тамне (упијајуће) маглине гаса и прашине и, коначно, 1920-их, прво Лундмарк , а затим и Хабл , успели су да раздвоје периферне регионе бројних галаксија у звезде и тако утврде њихову природу. Од тог времена, термин „маглина“ се користи у наведеном смислу.

Врсте маглина

Примарна карактеристика која се користи у класификацији маглина је апсорпција , односнозрачење или расејање светлости њима, односно, према овом критеријуму, маглине се деле на тамне и светле. Први се примећују услед апсорпције зрачења из извора који се налазе иза њих, други услед сопственог зрачења или рефлексије (расејања) светлости од оближњих звезда. Природа емитовања светлосних маглина, извора енергије који побуђују њихову емисију, зависе од њиховог порекла и могу имати разнолику природу; није неуобичајено да неколико механизама зрачења ради у једној маглини.

Подела маглина на гасовите и прашњаве је углавном произвољна: све маглине садрже и прашину и гас. Ова подела је историјски последица различитих метода посматрања и механизама зрачења: присуство прашине се најјасније примећује када тамне маглине апсорбују зрачење из извора који се налазе иза њих и током рефлексије или расејања, или поновног зрачења зрачења садржаног у маглини од прашине из оближње звезде или у самој маглини; Интринзична емисија гасовите компоненте маглине се примећује када се онајонизује ултраљубичастим зрачењем из вруће звезде која се налази у маглини ( Х ИИ емисиони региони јонизованог водоника око звезданих асоцијација или планетарних маглина) или када се међузвездани медијум загрева ударни талас услед експлозије супернове или ефекта снажног звезданог ветра Волф-Рајетових звезда ...

Тамне маглине

Тамне маглине су густи (обично молекуларни) облаци међузвезданог гаса и међузвездане прашине , непрозирни због међузвездане апсорпције светлости прашином. Обично се виде на позадини светлосних маглина. Ређе, тамне маглине су видљиве директно на позадини Млечног пута . Такве су маглина Врећа угља и многе мање које се називају џиновске глобуле .

Међузвездана апсорпција светлости А в у тамним маглинама веома варира, од 1-10 м до 10-100 м у најгушћим. Структура маглина са великим А в се може проучавати само методама радио-астрономије и субмилиметарске астрономије , углавном посматрањем молекуларних радио-линија и инфрацрвеног зрачења прашине. Често се унутар тамних маглина налази појединачна збијеност са А в до 10.000 м , у којој се очигледно формирају звезде .

У оним деловима маглина који су у оптичком опсегу полупровидни, филаментозна структура је јасно видљива. Влакна и општа елонгација маглина повезани су са присуством магнетних поља у њима, која ометају кретање материје преко линија силе и доводе до развоја низа типова магнетохидродинамичких нестабилности. Компонента прашине маглине материје је повезана са магнетним пољима због чињенице да су честице прашине које се крећу електрично наелектрисане.

Рефлексне маглине

Рефлектујуће маглине су облаци гаса и прашине осветљени звездама . Ако се звезда (звезде) налази у или близу међузвезданог облака, али није довољно врућа (врућа) да око себејонизује значајну количину међузвезданог водоника , тада је главни извор оптичког зрачења маглине светлост звезда распршена међузвездана прашина . Пример таквих маглина су маглине око сјајних звезда у јату Плејаде .

Већина рефлексијских маглина налази се у близини равни Млечног пута . У неким случајевима, рефлексијске маглине се примећују на високим галактичким ширинама . То су облаци гасне прашине (често молекуларни) различитих величина, облика, густина и маса, осветљени кумулативним зрачењем звезда на диску Млечног пута. Тешко их је проучавати због веома ниске површинске осветљености (обично много слабије од позадине неба). Понекад, пројектовани на слике галаксија , доводе до појаве на фотографијама галаксија детаља који не постоје у стварности - репова, шипки итд.

Неке рефлексијске маглине су комете и зову се комете. У „глави“ такве маглине обично се налази променљива звезда Т Бика која осветљава маглину. Такве маглине често имају променљиву светлост, пратећи (са закашњењем за време простирања светлости) променљивост зрачења звезда које их осветљавају. Величине кометних маглина су обично мале стотинке парсека .

Ретка врста рефлексионе маглине је такозвани светлосни ехо примећен након избијања нове звезде 1901. године у сазвежђу Персеј . Светао бљесак нове звезде осветлио је прашину и неколико година је примећена слаба маглина која се ширила у свим правцима брзином светлости. Поред светлосног еха, гасне маглине, сличне остацима супернова , настају након избијања нових звезда .

Многе рефлексијске маглине имају фину филаментарну структуру - систем скоро паралелних филамената дебљине неколико стотинки или хиљадитих делова парсека . Порекло филамената је повезано са нестабилношћу флауте или пермутације у маглини у коју продире магнетно поље . Влакна гаса и прашине гурају линије силе магнетног поља и продиру између њих, формирајући танке филаменте.

Проучавање дистрибуције сјаја и поларизације светлости по површини рефлексионих маглина, као и мерење зависности ових параметара од таласне дужине, омогућавају да се утврде својства међузвездане прашине као што су албедо , индикатрикса расејања , величина, облик и оријентација зрна прашине.

Маглине јонизоване зрачењем

Регион формирања џиновских звезда НГЦ 604

Радијационо јонизоване маглине су делови међузвезданог гаса који су високо јонизовани зрачењем звезда или других извора јонизујућег зрачења. Најсјајнији и најраспрострањенији, као и најпроучаванији представници оваквих маглина су области јонизованог водоника ( Х ИИ зоне ). У зонама Х ИИ материја је скоро потпуно јонизована и загрејана до температуре од око 10.000 К ултраљубичастим зрачењем звезда унутар њих. Унутар зона Х ИИ , сво зрачење звезде у Лајмановом континууму се претвара у зрачење у линијама подређених серија , у складу са Роселандовом теоремом . Дакле, у спектру дифузних маглина постоје веома светле линије Балмерове серије , као и Лиман-алфа линија. Само ретке зоне ниске густине Х ИИ јонизују се зрачењем звезда, тзв. коронални гас .

У маглине јонизоване зрачењем спадају и такозване зоне јонизованог угљеника (зоне Ц ИИ ), у којима је угљеник скоро потпуно јонизован светлошћу централних звезда. Ц ИИ зоне се обично налазе око Х ИИ зона у областима неутралног водоника ( ХИ ) и манифестују се у рекомбинационим радио линијама угљеника, аналогно рекомбинационим радио линијама водоника и хелијума . Ц ИИ зоне се такође примећују у Ц ИИ инфрацрвеној линији ( λ = 156 µм ). Зоне Ц ИИ карактерише ниска температура од 30–100 К и низак степен јонизације средине у целини: Не / Н < 10–3 , где су Не и Н концентрације електрона и атома. Ц ИИ зоне настају због чињенице да је потенцијал јонизације угљеника ( 11,8 еВ ) мањи од водоника ( 13,6 еВ ). Зрачење звезда са енергијама фотона од 11,8 еВ до 13,6 еВ ( λ = 1108 ... 912 А ) иде изван зоне Х ИИ у ХИ регион, компримовано фронтом јонизације зоне Х ИИ , и тамо јонизује угљеник. Зоне Ц ИИ такође настају око звезда спектралних типова Б1 – Б5 које се налазе у густим областима међузвезданог медија. Такве звезде су практично неспособне да јонизују водоник и не стварају приметне зоне Х ИИ .

Маглине јонизоване зрачењем такође настају око моћних извора рендгенских зрака у Млечном путу и ​​у другим галаксијама (укључујући активна галактичка језгра и квазаре ). Често се одликују вишим температурама него у зонама Х ИИ и вишим степеном јонизације тешких елемената.

Планетарне маглине

Планетарна маглина Мачје око
Планетарна маглина Пешчани сат налази се на удаљености од 8000 св. године

Разноврсне емисионе маглине су планетарне маглине које се формирају од горњих слојева атмосфере које истичу звезде ; обично је то шкољка коју просипа џиновска звезда. Маглина се шири и сија у оптичком опсегу. Прве планетарне маглине открио је В. Херсцхел око 1783. године и назване су тако због површне сличности са планетарним дисковима. Међутим, нису све планетарне маглине у облику диска: многе су у облику прстена или симетрично издужене дуж одређеног правца (биполарне маглине). Унутар њих је уочљива фина структура у облику млаза, спирала и малих глобула. Стопа експанзија планетарних маглина је 20-40 км / с, пречник је 0,01-0,1 ком , типичан маса износи око 0,1 П , век трајања је око 10 хиљада година.

Ударне маглине

Разноврсност и бројни извори надзвучног кретања материје у међузвезданој средини доводе до великог броја и разноврсности маглина које стварају ударни таласи . Обично су такве маглине кратког века, јер нестају након што се кинетичка енергија покретног гаса исцрпи.

Главни извори јаких ударних таласа у међузвезданом медију су експлозије звезда - испуштају шкољке током праска супернових и нових звезда и звездани ветар (као резултат последњег формираног тн.. Мехурићи звезданог ветра ). У свим овим случајевима постоји тачкасти извор избацивања материје (звезда). Овако створене маглине имају облик омотача који се шири, облика блиског сферном.

Избачена материја има брзине реда стотина и хиљада км/с, тако да температура гаса иза фронта удара може достићи много милиона, па чак и милијарди степени.

Гас загрејан на температуру од неколико милиона степени емитује углавном у рендгенском опсегу, како у континуираном спектру тако и у спектралним линијама. У оптичким спектралним линијама сија веома слабо. Када ударни талас наиђе на нехомогености у међузвезданом медију, он се савија око печата. Спорији ударни талас се шири унутар заптивки, изазивајући зрачење у спектралним линијама оптичког опсега. Резултат су жива влакна која су јасно видљива на фотографијама. Главни фронт ударца, сабијајући гомилу међузвезданог гаса, покреће га у правцу његовог ширења, али мањом брзином од брзине ударног таласа.

Остаци супернове и нове

Ракова маглина - остатак супернове (1054)

Најсјајније маглине настале ударним таласима су узроковане експлозијама супернове и називају се остацима супернове. Они играју веома важну улогу у формирању структуре међузвезданог гаса. Заједно са описаним карактеристикама, карактерише их нетермална радио емисија са спектром по степену, узрокована релативистичким електронима убрзаним како током експлозије супернове, тако и касније пулсаром који обично остаје након експлозије. Маглине повезане са експлозијама нових звезда су мале, слабе и краткотрајне.

Маглине око Волф-Рајеових звезда

" Тхорова кацига" - маглина око звезде Волф-Рајет

Друга врста маглине коју стварају ударни таласи повезана је са звезданим ветром са Волф-Рајетових звезда . Ове звезде карактерише веома моћан звездани ветар са протоком масе. годишње и изливом од 1⋅10 3 -3⋅10 3 км/с. Они стварају маглине величине неколико парсека са светлим нитима на ивици астросфере такве звезде . За разлику од остатака супернове, радио емисија из ових маглина је термичке природе. Животни век оваквих маглина ограничен је трајањем боравка звезда у Волф-Рајетовом звезданом стадијуму и близу је 10 5 година.

Маглине око О-звезда

По својствима су сличне маглинама око Волф-Рајеових звезда , али се формирају око најсјајнијих врућих звезда спектралне класе О-Оф, које имају јак звездани ветар . Оне се разликују од маглина повезаних са Волф-Рајетовим звездама по мањем сјају, већој величини и, очигледно, дужем животном веку.

Маглине у областима формирања звезда

Маглина ИЦ 2944

Ударни таласи мањих брзина настају у областима међузвезданог медија у којима се дешава формирање звезда. Они доводе до загревања гаса до стотина и хиљада степени, побуђивања молекуларних нивоа, делимичног уништавања молекула, загревања прашине. Такви ударни таласи су видљиви у облику издужених маглина које сијају углавном у инфрацрвеном опсегу. Известан број таквих маглина је пронађен, на пример, у центру за формирање звезда повезаном са маглином Орион.

Белешке (измени)

  1. Небулае // Спаце Пхисицс: Литтле Енцицлопедиа / Ед. Р. А. Сиуниаева . - 2нд ед. - М .: Совјетска енциклопедија, 1986. - П. 661. - 783 стр. - ИСБН 524 (03). (преузето 27. септембра 2011.)

Литература