Что такое туманности? Значение слова туманности в энциклопедии Кольера

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, на пример , туманность в Орионе, состоят из межзвездного газа и пыли и принадлежат нашей Галактике. Другие, "белые" туманности, как в Андромеде и в Треугольнике, оказались гигант скими звездными системами, подобными Галактике (см. ГАЛАКТИКИ). Здесь речь пойдет о газовых туманностях. До середины 19 в. астрономы считали, что все туманности - это далекие скопления звезд. Но в 1860, впервые использовав спектр оскоп , У.Хёггинс пока зал, 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. По этом у 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 облака ми горя чего 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. См. также МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО . В отличие от звезд газовые туманности не имеют собственного источник а 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 светит ься газ. Небольшие отражательные туманности иногда видны рядом с формирующимися звезда ми. 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 радио диапазонах 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 водород а, но обнаружены в них и другие молекулы вплоть до молекул аминокислот. Остатки сверхновых. Когда состарившаяся звезда взрыв ается, ее внешние слои сбрасываются со скорость ю 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 электрон ы - 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 поток и быстрых электронов, ответственных за наблюдаемое излучение. См. также ПУЛЬСАР . 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. Не ясно , 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, кислород а, неон а, серы и аргона. Причем , как и везде во Вселенной, водорода и гелия оказывается гораздо больше остальных. Возбуждение атом ов 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 (см. также ЭЛЕКТРОВАКУУМНЫЕ И ГАЗОРАЗРЯДНЫЕ ПРИБОРЫ). 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 квант а достаточно , чтобы вообще оторвать электрон от атома и пустить его в " свободный полет" (см. также ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИЙ ЭФФЕКТ). 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 переход ит 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. См. также СПЕКТРОСКОПИЯ . 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 не далеко 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 (см. также ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ). 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.