Туманность - это действительно удивительная вещь. Названные в честь латинского слова «облако», туманности - это не только массивные облака пыли, водорода и гелия, а также плазма; они также часто являются «звездными питомниками» - то есть местом, где рождаются звезды. И веками далекие галактики часто принимались за эти массивные облака.
Увы, такие описания едва касаются поверхности того, что представляют собой туманности и каково их значение. Между их процессом формирования, их ролью в звездном и планетарном образовании и их разнообразием туманности наделяют человечество бесконечной интригой и открытиями.
В течение некоторого времени ученые и астрономы осознавали, что космос в действительности не является полным вакуумом. Фактически, он состоит из частиц газа и пыли, известных под общим названием Межзвездная среда (ISM). Приблизительно 99% ISM состоит из газа, в то время как около 75% его массы принимает форму водорода, а остальные 25% - гелия.
Межзвездный газ состоит частично из нейтральных атомов и молекул, а также из заряженных частиц (или плазмы), таких как ионы и электроны. Этот газ чрезвычайно разбавлен, со средней плотностью около 1 атома на кубический сантиметр. Напротив, атмосфера Земли имеет плотность приблизительно 30 квинтиллионных молекул на кубический сантиметр (3,0 x 10).19 за см³) на уровне моря.
Несмотря на то, что межзвездный газ очень рассеян, количество вещества складывается на огромных расстояниях между звездами. И в конечном итоге, при достаточном гравитационном притяжении между облаками, эта материя может объединиться и разрушиться, образуя звезды и планетные системы.
Формирование туманности:
По сути, туманность образуется, когда части межзвездной среды подвергаются гравитационному коллапсу. Взаимное гравитационное притяжение заставляет вещество слипаться, образуя области все большей и большей плотности. В результате в центре коллапсирующего материала могут образовываться звезды, ультрафиолетовое ионизирующее излучение которых делает видимым окружающий газ на оптических длинах волн.
Большинство туманностей огромных размеров, их диаметр достигает сотен световых лет. Хотя они и плотнее окружающего их пространства, большинство туманностей гораздо менее плотно, чем любой вакуум, созданный в земной среде. Фактически, туманность, подобная по размеру Земле, будет иметь столько материала, что его масса будет составлять всего несколько килограммов.
Классификация туманности:
Звездные объекты, которые можно назвать туманностью, бывают четырех основных классов. Большинство попадают в категорию Диффузные туманностиЭто означает, что они не имеют четко определенных границ. Их можно разделить на две дополнительные категории в зависимости от их поведения с видимым светом - «эмиссионные туманности» и «отражающие туманности».
Эмиссионные туманности - это те, которые испускают излучение спектральной линии от ионизированного газа, и их часто называют областями HII, потому что они в основном состоят из ионизованного водорода. Напротив, отражающие туманности не испускают значительного количества видимого света, но все еще светятся, потому что отражают свет от соседних звезд.
Есть также то, что известно как Темные туманностинепрозрачные облака, которые не испускают видимого излучения и не освещаются звездами, но блокируют свет от светящихся объектов позади них. Подобно туманностям эмиссии и отражения, темные туманности являются источниками инфракрасного излучения, главным образом из-за наличия в них пыли.
Некоторые туманности образуются в результате взрывов сверхновых и поэтому классифицируются как Остатки сверхновых звезд, В этом случае короткоживущие звезды испытывают взрыв в своих ядрах и сдувают их внешние слои. Этот взрыв оставляет «остаток» в виде компактного объекта - то есть нейтронной звезды - и облака газа и пыли, которое ионизируется энергией взрыва.
Другие туманности могут образовываться в виде Планетарные туманности, который вовлекает звезду малой массы, вступающую в заключительную стадию своей жизни. В этом сценарии звезды входят в фазу Красного Гиганта, медленно теряя свои внешние слои из-за вспышек гелия внутри. Когда звезда потеряла достаточно материала, ее температура возрастает, и излучаемое ею ультрафиолетовое излучение ионизирует окружающий ее материал.
Этот класс также содержит подкласс, известный как Protoplanetary Nebulae (PPN), который применяется к астрономическим объектам, которые испытывают недолговечный эпизод в эволюции звезды. Это быстрая фаза, которая имеет место между Позднейшей Асимптотической Ветвью Гиганта (LAGB) и следующей фазой Планетарной туманности (PN).
Во время фазы асимптотической гигантской ветви (AGB) звезда испытывает потерю массы, испуская околозвездную оболочку из газообразного водорода. Когда эта фаза подходит к концу, звезда входит в фазу PPN, где на нее воздействует центральная звезда, в результате чего она испускает сильное инфракрасное излучение и становится отражательной туманностью. Фаза PPN продолжается до тех пор, пока центральная звезда не достигнет температуры 30000 К, после чего она станет достаточно горячей, чтобы ионизировать окружающий газ.
История наблюдения туманности:
Многие туманные объекты были замечены астрономами в ночном небе во времена классической античности и средневековья. Первое зарегистрированное наблюдение имело место в 150 г. н.э., когда Птолемей отметил наличие пяти звезд в Almagast это было туманным в его книге. Он также отметил область светимости между созвездиями Большой Медведицы и Льва, которая не была связана с какой-либо наблюдаемой звездой.
В его Книга Фиксированных ЗвездПерсидский астроном Абд аль-Рахман ас-Суфи, написанный в 964 году н.э., впервые обнаружил настоящую туманность. Согласно наблюдениям ас-Суфи, в той части ночного неба, где сейчас находится галактика Андромеды, было видно «небольшое облако». Он также каталогизировал другие туманные объекты, такие как Омикрон Велорум и Кластер Брокки.
4 июля 1054 года сверхновая, которая создала Крабовидную туманность (SN 1054,), была видна астрономам на Земле, и были обнаружены зарегистрированные наблюдения, которые были сделаны как арабскими, так и китайскими астрономами. Хотя существуют неподтвержденные данные о том, что другие цивилизации видели сверхновую, никаких записей обнаружено не было.
К 17 веку улучшения в телескопах привели к первым подтвержденным наблюдениям туманностей. Это началось в 1610 году, когда французский астроном Николя-Клод Фабри де Пейреск сделал первое зарегистрированное наблюдение туманности Ориона. В 1618 году швейцарский астроном Иоганн Баптист Цизат также наблюдал туманность; и к 1659 году Кристиан Гюйгенс сделал первые подробные исследования этого.
К 18 веку число наблюдаемых туманностей стало увеличиваться, и астрономы начали составлять списки. В 1715 году Эдмунд Галлей опубликовал список из шести туманностей - M11, M13, M22, M31, M42 и шарового скопления Омега Центавра (NGC 5139) - в своей «Отчет о нескольких туманностях или прозрачных пятнах, таких как облака, которые недавно были обнаружены среди неподвижных звезд с помощью телескопа ».
В 1746 году французский астроном Жан-Филипп де Шезо составил список из 20 туманностей, в том числе восемь, которые ранее не были известны. Между 1751 и 53 годами Николя Луи де Лакайе внес в каталог 42 туманности с мыса Доброй Надежды, большинство из которых ранее были неизвестны. А в 1781 году Шарль Мессье составил свой каталог из 103 «туманностей» (теперь называемых объектами Мессье), хотя некоторые из них были галактиками и кометами.
Число наблюдаемых и каталогизированных туманностей значительно расширилось благодаря усилиям Уильяма Гершеля и его сестры Кэролайн. В 1786 году оба опубликовали свои Каталог тысячи новых туманностей и скоплений звездЗа которым последовали в 1786 и 1802 годах второй и третий каталог. В то время Гершель полагал, что эти туманности были просто неразрешенными скоплениями звезд, и он верил, что он исправит это в 1790 году, когда он увидит настоящую туманность, окружающую далекую звезду.
Начиная с 1864 года английский астроном Уильям Хаггинс начал дифференцировать туманности на основе их спектров. Примерно треть из них имела спектр излучения газа (т.е. эмиссионные туманности), в то время как остальные демонстрировали непрерывный спектр, совместимый с массой звезд (то есть планетарных туманностей).
В 1912 году американский астроном Весто Слайфер добавил подкатегорию Туманностей Отражения после наблюдения того, как туманность, окружающая звезду, соответствует спектрам открытого скопления Плеяд. К 1922 году и в рамках «Большой дискуссии» о природе спиральных туманностей и размере Вселенной стало ясно, что многие из ранее наблюдавшихся туманностей на самом деле были далекими спиральными галактиками.
В том же году Эдвин Хаббл объявил, что почти все туманности связаны со звездами и что их освещение исходит от звездного света. С тех пор число истинных туманностей (в отличие от звездных скоплений и далеких галактик) значительно возросло, и их классификация была усовершенствована благодаря усовершенствованиям оборудования для наблюдений и спектроскопии.
Короче говоря, туманности являются не только отправной точкой звездной эволюции, но и конечной точкой. И между всеми звездными системами, которые заполняют нашу галактику и нашу вселенную, непременно будут найдены туманные облака и массы, просто ожидающие рождения чистого поколения звезд!
Мы написали много интересных статей о туманностях здесь, в журнале Space. Вот одна из них о Крабовидной туманности, туманности Орла, туманности Ориона, туманности Пеликан, Кольцевой туманности и туманности Розетка.
Для получения информации о том, как звезды и планеты рождаются из туманностей, вот теория туманностей, где рождаются звезды? и как была сформирована солнечная система?
У нас есть полный каталог объектов Мессье, а также здесь, в журнале Space. И для получения дополнительной информации, проверьте эти страницы от НАСА - Астрономическая картина дня и кольцо держит нежный цветок
Усталые глаза? Пусть ваши уши помогут вам учиться для разнообразия. Вот несколько эпизодов из Astronomy Cast, которые могут подойти вам по вкусу: Солнце, Пятна и Все, а также Луна и уравнение Дрейка, Звезды в пустоте и Кольца вокруг звезд.
