Туманности в космосе (EN: Nebulae in space) обои, картинки, скачать 120 обои на рабочий стол. Красивые бесплатные фото космоса для рабочего стола

Туманности

Подробности Категория: Глубины Вселенной Опубликовано 26.10.2012 14:29
Раньше туманностями в астрономии называли любые неподвижные протяжённые светящиеся астрономические объекты, включая звёздные скопления или галактики за пределами Млечного Пути, которые не удавалось разделить на звёзды.

Например, Галактику Андромеды часто называют «Туманностью Андромеды». Но сейчас туманностью называют участок межзвёздной среды, выделяющейся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба.

Изменение в терминологии произошло потому, что в 1920-е годы выяснилось: среди туманностей много галактик. 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, а в 1920-х годах сначала Лундмарку, а затем и Хабблу, удалось рассмотреть звёзды в периферийных областях ряда галактик и тем самым установить их природу. После этого термин «туманность» стал пониматься более узко. Состав туманностей: газ, пыль и плазма (частично или полностью ионизованный газ, образованный из нейтральных атомов (или молекул) и заряженных частиц (ионов и электронов).

Туманности и их виды.

В наиболее общем случае, наблюдаемые туманности можно разделить на 2 вида – светлые и тёмные. Соответственно светлые − либо излучают свет сами, либо отражают его, а тёмные наоборот поглощают. Однако природа образования туманностей довольно разнообразна. Читателям, возможно, будет небезынтересно знать, какие процессы происходят в межзвёздной среде и в итоге приводят к появлению протяжённых объектов со столь разнообразной структурой. Поэтому рассмотрим различные виды туманностей с точки зрения природы их образования.

Светлые туманности делятся на эмиссионные (самосветящиеся) и отражательные.

Эмиссионные туманности

Природа образования эмиссионных туманностей различна. В классическом случае они (например, туманность Ориона (М42) и туманность «Пламя») возникают, когда в газопылевом облаке вспыхивает горячая звезда и от неё начинает исходить мощный поток ультрафиолетового излучения (горячие звёзды светят преимущественно в этом диапазоне спектра). Энергия этого излучения достаточно велика, чтобы выбить электроны с орбиты вокруг ядра в атомах газа в облаке. Что и происходит (этот процесс называется ионизацией), таким образом образуется горячий электронный газ. Обратный ионизации процесс (рекомбинация) – когда свободные электроны захватываются ядром, сопровождается выделением энергии в виде света, который и исходит от туманности. Таким образом, собственное свечение газа связано с его ионизацией, но этот процесс возможен не только в облаке под действием излучения горячих звёзд.

Существуют подтипы эмиссионных туманностей. Такие как – планетарные туманности (например, «Кошачий Глаз» и «Гантель») и остатки сверхновых (например, «Крабовидная туманность» и остаток сверхновой 1987А). Также они могут возникать вокруг горячих звёзд, в связи с их активностью. Например, туманности вокруг звёзд спектрального класса О, звёзд типа Вольфа-Райе и др. Так или иначе, образование этих подтипов эмиссионных туманностей связано с выбросами звёздного вещества, но причины выброса естественно различны. Планетарные возникают, когда «умирающая» звёзда малой и умеренной массы (примерно до 8-ми масс Солнца, точно это не установлено) сбросила свои внешние слои в космос, а излучение центральной звезды начинает ионизировать его. При взрыве сверхновой тоже происходит сброс слоёв звезды. Только процесс этот куда более бурный и ему подвержены более массивные звёзды (порядка 10 и более солнечных масс) на конечной стадии эволюции. В результате столкновения оболочки звезды, разлетающейся с огромной скоростью, с межзвёздной средой, возникает туманность.

Отражательные туманности

Отражательные туманности, как следует из названия, не светят сами, а отражают свет. В случае, когда поблизости от газопылевого облака находится какая-нибудь яркая звезда, однако энергии её излучения недостаточно для ионизации атомов, то свечение возникает при рассеивании звёздного света пылью из близлежащего облака. Такими туманностями являются «Голова Ведьмы» в созвездии Эридана и М78 в Орионе (состоит сразу из трёх отражательных туманностей). Также существует довольно редкий подтип отражательных туманностей – протопланетарные. Такие туманности возникают при сбросе «умирающей» звездой внешних слоёв. Однако при этом температура звезды, а соответственно и энергия излучения ещё недостаточно велики, чтобы ионизировать газ и тем самым заставить его светится собственным светом. Очень скоро внешние слои будут сброшены и останется горячая центральная звезда, которая уже будет способна ионизировать вещество (тогда возникнет планетарная туманность). Таким образом, протопланетарные существуют очень непродолжительное время. Примером такой туманности является «Красный Прямоугольник» в созвездии Единорога.

Тёмные туманности

Тёмные туманности (такие как «Конская Голова» и «Угольный Мешок») − это не что иное, как газопылевые облака. Они обладают такой высокой плотностью, что способны поглощать свет звёзд и туманностей, находящихся позади. Именно такие плотные туманности являются местами образования новых звёзд.

В. Грибков

Признаки туманностей

Как уже было сказано выше, туманность поглощает или излучает (рассеивает) свет, поэтому она бывает темная или светлая. Темные туманности — плотные (обычно молекулярные) облака межзвёздного газа и межзвёздной пыли. Они не прозрачны из-за межзвёздного поглощения света пылью. Обычно они видны на фоне светлых туманностей. Реже тёмные туманности видны прямо на фоне Млечного Пути. Таковы туманность Угольный Мешок и множество более мелких, называемых гигантскими глобулами. На картинке показана туманность Конская Голова (фото «Хаббл»). Часто внутри тёмных туманностей обнаруживаются отдельные уплотнения, в которых, как предполагают, формируются звёзды.

Отражательные туманности обычно с синим оттенком, поскольку рассеяние голубого цвета более эффективно, чем красного (именно этим объясняется голубой цвет неба). Это газово-пылевые облака, подсвечиваемыми звёздами. Иногда основным источником оптического излучения туманности оказывается свет звёзд, рассеиваемый межзвёздной пылью. Примером таких туманностей являются туманности вокруг ярких звёзд в скоплении Плеяды. Большинство отражательных туманностей расположено вблизи плоскости Млечного Пути.

Туманности, ионизованные излучением — участки межзвёздного газа, сильно ионизованного излучением звёзд или других источников ионизующего излучения. 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 и более высокая степень ионизации тяжелых элементов. Планетарные туманности – это астрономические объекты, состоящие из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды, белого карлика. Планетарные туманности образуются при сбросе внешних слоёв (оболочек) красных гигантов и сверхгигантов с массой 2,5—8 солнечных на завершающей стадии их эволюции. Планетарная туманность — быстропротекающее (по астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько десятков тысяч лет, при продолжительности жизни звезды-предка в несколько миллиардов лет. В настоящее время в нашей галактике известно около 1500 планетарных туманностей. Планетарные туманности в большинстве своём представляют собой тусклые объекты и, как правило, не видны невооружённым глазом. Первой открытой планетарной туманностью была туманность Гантель в созвездии Лисички: Шарль Мессье, занимавшийся поиском комет, при составлении своего каталога туманностей (неподвижных объектов, похожих при наблюдении неба на кометы) в 1764 году занёс её в каталог под номером M27, а У. Гершель в 1784 г. при составлении своего каталога выделил их в отдельный класс туманностей и предложил для них термин «планетарная туманность».

Туманности, созданные ударными волнами. Обычно такие туманности недолговечны, так как исчезают после исчерпания кинетической энергии движущегося газа. Основными источниками сильных ударных волн в межзвёздной среде являются взрывы звёзд — сбросы оболочек при вспышках сверхновых и новых звёзд, а также звёздный ветер. Остатки сверхновых и новых звёзд. Наиболее яркие туманности, созданные ударными волнами, вызваны взрывами сверхновых звёзд и называются остатками вспышек сверхновых звёзд. Наряду с описанными особенностями для них характерно нетепловое радиоизлучение. Туманности, связанные со взрывами новых звёзд, малы, слабы и недолговечны.

Туманности вокруг звёзд Вольфа-Райе. Радиоизлучение этих туманностей имеет тепловую природу. Звезды Вольфа-Райе характеризуются очень мощным звёздным ветром. Но время жизни таких туманностей ограничено продолжительностью пребывания звёзд в стадии звезды Вольфа-Райе и близко к 105 лет.

Туманности вокруг O-звёзд. Они схожи по свойствам туманностям вокруг звёзд Вольфа-Райе, но образуются вокруг наиболее ярких горячих звёзд спектрального класса О — Of, обладающих сильным звёздным ветром. От туманностей, связанных со звёздами Вольфа-Райе, они отличаются меньшей яркостью, бо́льшими размерами и, видимо, большей продолжительностью жизни. Туманности в областях звездообразования. В межзвездной среде происходит звездообразование, при этом возникают ударные волны, которые разогревают газ до сотен и тысяч градусов. Такие ударные волны видны в виде вытянутых туманностей, светящихся преимущественно в инфракрасном диапазоне. Ряд таких туманностей обнаружен в очаге звездообразования, связанном с туманностью Ориона.

Туманность Андромеды

Галактика Андромеды, или Туманность Андромеды — это спиральная галактика, ближайшая к Млечному Пути большая галактика, расположенная в созвездии Андромеды. Она удалена от нас на расстояние 2,52 млн. световых лет. Плоскость галактики наклонена к нам под углом 15°, поэтому определить ее структуру очень сложно. Туманность Андромеды – самая яркая в северном полушарии неба. Она видна и невооруженным глазом, но всего лишь как слабое туманное пятнышко. Туманность Андромеды похожа на нашу Галактику, но больше ее. В ней изучено несколько сотен переменных звезд, которые в основном являются цефеидами. Также в ней обнаружено 300 шаровых скоплений, более 200 новых звезд и одна сверхновая. Туманность Андромеды интересна не только тем, что схожа с нашей Галактикой, но и тем, что имеет четыре спутника – карликовые эллиптические галактики.

• < Назад
• Вперёд >

Типы туманностей

Первичный признак, используемый при классификации туманностей — поглощение, или же излучение либо 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 же 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 тёмными туманностями излучения расположенных за ними источников и при отражении или рассеивании, или переизлучении, содержащейся в туманности пылью 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 H II ионизированного водорода вокруг звёздных ассоциаций или планетарные туманности) или при нагреве межзвёздной среды ударной волной вследствие взрыва сверхновой или воздействия мощного звёздного ветра звёзд типа Вольфа — Райе.

Тёмные туманности

Межзвёздное поглощение света Av в тёмных туманностях колеблется в широких пределах, от 1—10m до 10—100m в наиболее плотных. Строение туманностей с большими Av поддаётся изучению только методами радиоастрономии и субмиллиметровой астрономии, в основном по наблюдениям молекулярных радиолиний и по инфракрасному излучению пыли. Часто внутри тёмных туманностей обнаруживаются отдельные уплотнения с Av до 10 000m, 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 поперёк 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 туманности

Отражательные туманности являются газово-пылевыми облаками, подсвечиваемыми звёздами. Если звезда (звёзды) находятся в межзвёздном облаке или рядом с ним, но недостаточно горяча (горячи), чтобы ионизовать вокруг себя значительное количество межзвёздного водорода, то основным источником оптического излучения туманности оказывается свет звёзд, рассеиваемый межзвёздной 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 приводят к появлению на фотографиях галактик несуществующих в действительности деталей — хвостов, перемычек и т. п.

Некоторые отражательные туманности имеют кометообразный вид и называются кометарными. В «голове» такой туманности находится обычно переменная звезда типа T Тельца, освещающая туманность. Такие туманности нередко имеют переменную яркость, отслеживая (с запаздыванием на время распространения света) переменность излучения освещающих их звёзд. Размеры кометарных туманностей обычно малы — сотые доли парсека.

Редкой разновидностью отражательной туманности является так называемое световое эхо, наблюдавшееся после вспышки новой звезды 1901 года 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 звёзд.

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

Туманности, ионизованные излучением

К туманностям, ионизованным излучением, относятся также так называемые зоны ионизованного углерода (зоны C II), в которых углерод практически полностью ионизирован светом центральных звёзд. Зоны C II обычно расположены вокруг зон H II в областях нейтрального водорода (H I) и проявляют себя по рекомбинационным радиолиниям углерода, аналогичным рекомбинационным радиолиниям водорода и гелия. Зоны C II наблюдаются также в инфракрасной линии C II (λ = 156 мкм). Для зон C II характерны низкая температура 30—100 К и малая степень ионизации среды в целом: Ne/N

< 10−3, где
Ne
и
N
— концентрации электронов и атомов. Зоны C II возникают из-за того, что потенциал ионизации углерода (11,8 эВ) меньше, чем у водорода (13,6 эВ). Излучение звёзд с энергией фотонов от 11,8 эВ до 13,6 эВ (λ = 1108…912 Å) выходит за пределы зоны H II в область H I, сжатую ионизационным фронтом зоны H II, и ионизует там углерод. Зоны C II возникают также вокруг звёзд спектральных классов B1—B5, находящихся в плотных участках межзвёздной среды. Такие звёзды практически не способны ионизовать водород и не создают заметных зон H II.

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 H II, и более высокая степень ионизации тяжёлых элементов.

Планетарные туманности

☉, время жизни — около 10 тыс. лет.

Туманности, созданные ударными волнами

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 межзвёздной среде являются взрывы звёзд — сбросы оболочек при вспышках сверхновых и новых звёзд, а также звёздный ветер (в результате действия последнего образуются т. н. пузыри звёздного ветра). 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 межзвёздной 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 межзвёздного газа, приводит его в движение в сторону своего распространения, но с меньшей, чем у ударной волны, скоростью.

Остатки сверхновых и новых звёзд

Туманности вокруг звёзд Вольфа — Райе

Туманности вокруг O-звёзд

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

Туманности в областях звездообразования

Крабовидная туманность

Крабовидная туманность

расположена в
созвездии Тельца
и является остатками сверхновой звезды
SN 1054
, которую наблюдали в 1054 году арабские астрономы. То, что мы видим сегодня, находится на расстоянии
6 500 световых лет
от нас.

Крабовидная туманность открыта Джоном Бэвисом в 1731 году, хотя вспышку сверхновой видели еще в 11 веке

Эта туманность получила название благодаря рисунку Уильяма Парсонса

, астронома, который наблюдал ее с помощью телескопа
в 1844 году
. Парсонcу показалось, что она напоминает краба.

Туманность Сову

можно заметить в районе
созвездия Большая Медведица
. Она находится на расстоянии примерно
2 300 световых лет
от Земли. Туманность образовалась около
6 тысяч лет назад
, а название получила благодаря
лорду Россу
, который в 1848 году нарисовал очертания туманности и увидел ее сходство с совой.