Какие бывают туманности в космосе. Типы туманностей

С тех пор, как Хаббл дал человечеству возможность увидеть своими глазами великолепные снимки далёкого космоса, перед нами открылась настоящая фантасмагория. Сквозь ультрафиолетовые и инфракрасные фильтры аппарата Вселенная засверкала самоцветами - и начала приотркрывать перед астрономами свои загадки. Учёные словно обрели, наконец, машину времени – ведь свет далёких звёзд добирается до Земли миллионы лет, и глядя в ночное небо, мы видим древние иные миры, давно погасшие звёзды и сверхновые, в действительности уже догстигшие «совершеннолетия». Звёздные туманности – это, пожалуй, самые красивые и волнующие воображение космические объекты, суть которых долго оставалась людям непонятной. Но сегодня существует более или менее чёткая класификация этих «вечных» субстанций – подобно людям, звёзды рождаются из этой пыли и вновь ею становятся в конце своей эволюции.

История открытий

Андромеда

Что же такое туманность? Раньше, когда возможность присматриваться к глубинам космоса была ограниченной, «туманностями» называли практически всё, что не имело чётких очертаний, светилось и было относительно неподвижным. Поэтому ближайшая к нам колоссальная спиральная галактика M31 (NGC 224) ошибочно было названа Туманностью Андромеды (на фото). В ту же категорию было записано Скопление Геркулеса, на деле являющееся шаровым звёздным скоплением. Впрочем, эти ошибки действительно стоит извинить – ведь исследования проводились ещё в 1787 году Шарлем Месье, занимавшимся поиском комет. Именно тогда его внимание приковали неподвижные небесные тела.

С появлением аппарата «Лундмарк» удалось сделать более точный анализ их природы: отделили галактики от туманностей, обнаружили несветящиеся звёздные облака и выделили несколько причин, по которым все остальные скопления светятся. Однако не все заблуждения были исправлены: в начале 20 века считалось, что туманности бывают либо пылевыми, либо газовыми – поэтому известный исследователь Б.А.Воронцов-Вельяминов помещал их в разные разделы своих книг. Современные учёные уже не сомневаются, что любое подобное скопление межзвёздного вещества содержит как пыль, так и газ – отличия могут быть только в процентном соотношении. А теперь подробнее о «драгоценностях» космоса.

Тёмные туманности

Конская голова

Не удивительно, что долгое время о их существовании не подозревали – как и в случае с чёрными дырами, это всё равно, что искать чёрную кошку в тёмной комнате. Однако рассмотреть такие объекты можно, если они находятся в хорошо засвеченной области – среди звёздных скоплений. Хорошие примеры таких объектов - туманности «Угольный Мешок» или «Конская голова» (на фото).

Когда разрешающая способность телескопов позволила вглядеться в Млечный путь, астрономы поначалу решили, что тёмные пятна – это своего рода просветы, сквозь которые видны более дальние районы галактики. Но, как выяснилось, теория «решета» оказалось ошибочной: чёрные пятна являют собой сконцентрированные пылевые облака, поглощающие излучение и заслоняющие от наших взоров центр Галактики. Находясь на самой её окраине, из-за тёмных туманностей мы лишены возможности видеть калейдоскоп в ночном небе, который мог бы затмить даже свет Луны. Но не спешите печалиться: именно в сердце Млечного пути пылают сильно радиоактивные звёзды, делающие жизнь на них невозможной. А нашему озоновому шару хватает работы и с солнечной гиперактивностью – так что для всей биосферы в целом подобный расклад как нельзя кстати.

Отражательные туманности

Плеяды

Чтобы светиться, как это делают звёзды, необходим термоядерный процесс – к туманностям это, понятное дело, никак не относится. Зато некоторые из пылевых скоплений могут отражать свет, как, например, спутники планет. Источником света становятся крупные звёзды, - и понять, что перед вами туманность именно такого типа, можно по голубому или синему сиянию вокруг колоссальных солнц (например, около звезд Плеяд). Однако есть и исключение из этого правила – красного сверхгиганта Антарес окружает туманность того же цвета.

Ионизованные туманности

Орион

Причина свечения газа та же, что и при свечении «хвоста» кометы: получая определённый «заряд» от более мощных источников, туманности затем отдают его в окружающее пространство. Такие звёздные облака ещё называют эмиссионными. Сравниться с крупными звёздами туманностям не под силу - их фотоны имеют гораздо меньший заряд, и им труднее добраться до Земли – поэтому мы видим их в красном спектре, как последние лучи заката. Однако и здесь бывают исключения – в случае очень мощного источника излучения эмиссионные туманнсти бывают ещё зелёными и синими. К ионизованным облакам относятся, например, туманность Ориона (на фото), «Северная Америка», «Тарантул», «Пеликан» и другие.

Планетарные туманности

Кошачий глаз

Это разновидность эмиссионных туманностей: обычно такие объекты сравнительно небольшие и имеют четкую форму, иногда напоминающую застывшие круги на воде, образовавшиеся от подения капли. На самом деле так роскошно (по крайней мере, издалека) выглядит «пенсия» звезды-гиганта: расходуя остатки водорода, она расширяется за счёт сброса своей оболочки. Окутывая огромные пространства вокруг, эти вещества находятся под влиянием излучения ядра звезды. Самый невероятный снимок такого процесса удалось получить в созвездии Дракона – это туманность «Кошачий Глаз». Его волокнистая структура, подобная всем прочим туманностям, связана с действием мощных магнитных полей звезд, которые имееют определённые силовые линии и затрудняют поперечное движение электрически заряженных цастиц пыли и газа.

Туманности от ударных волн

Крабовидная туманность

Источниками таких волн, способных приводить к сверхзвуковому движению веществ в межзвёздной среде, являются звёздный ветер или взрывы сверхновых звёзд. Температура образовывающихся в результате туманностей может достигать миллиардов градусов, поэтому нагретый газ имеет излучение большей частью в рентгеновском диапазоне. Однако кинетическая энергия движущейся материи вскоре исчерпывает себя, поэтому недолговечные туманности через небольшой (по космическим меркам) промежуток времени исчезают. Самая знаменитая туманность такого типа – «Крабовидная» в созвездии Тельца, которая появилась на небосклоне в 1054 году.

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, кислорода, неона, серы и аргона. Причем, как и везде во Вселенной, водорода и гелия оказывается гораздо больше остальных.
Возбуждение атомов 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. 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 кванта достаточно, чтобы вообще оторвать электрон от атома и пустить его в «свободный полет». 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 переходит 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.
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 недалеко 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.

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).

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.

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.

Содержание статьи

ТУМАННОСТИ. 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, например, туманность в Орионе, состоят из межзвездного газа и пыли и принадлежат нашей Галактике . Другие, «белые» туманности, как в Андромеде и в Треугольнике, оказались гигантскими звездными системами, подобными Галактике. Здесь речь пойдет о газовых туманностях.

До середины 19 в. астрономы считали, что все туманности – это далекие скопления звезд. Но в 1860, впервые использовав спектроскоп, У.Хёггинс показал, 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. Поэтому 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 облаками горячего 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.

В отличие от звезд газовые туманности не имеют собственного источника 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 светиться газ. Небольшие отражательные туманности иногда видны рядом с формирующимися звездами.

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 радиодиапазонах 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 водорода, но обнаружены в них и другие молекулы вплоть до молекул аминокислот.

Остатки сверхновых.

Когда состарившаяся звезда взрывается, ее внешние слои сбрасываются со скоростью 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 электроны – 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 потоки быстрых электронов, ответственных за наблюдаемое излучение.

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. Неясно, 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, кислорода, неона, серы и аргона. Причем, как и везде во Вселенной, водорода и гелия оказывается гораздо больше остальных.

Возбуждение атомов 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 . 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 кванта достаточно, чтобы вообще оторвать электрон от атома и пустить его в «свободный полет» . 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 переходит 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.

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 недалеко 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 . 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.

Космическая туманность это область среды, которая расположена между звёздами.
Раньше в астрономии так называли неподвижные объекты. Но затем определили, что многие из них являются или звёздными скоплениями. Поэтому сейчас термин носит более узкое и точное значение.

Как ответить на вопрос: что такое туманность? Проще сказать, что это межзвёздное пространство, или облако. Которое, между прочим, составляет значительную часть нашей Вселенной.

Из чего состоит

Как стало известно, такие облака по составу делятся на газ, пыль и плазму. К тому же они состоят из звёздных скоплений.
На самом деле, если рассматривать более детально, то в таких телах преобладает водород и гелий.

Какова природа туманностей во Вселенной

Что интересно, формирование таких газо-пылевых облаков может происходить по разным причинам.
Различают несколько типов туманностей. В первую очередь, они отличаются природой возникновения во . Во вторую же, характеристиками и особенностями. А они напрямую зависят от первой причины.

Собственно, само происхождение и структура туманных областей значительно отличается друг от друга. Поэтому необходимо знать какие типы туманностей существуют.

Какая туманность была обнаружена древнегреческими астрономами

Действительно, первые астрономические тела, которые со временем отнесли к туманностям, впервые были обнаружены астрономами . Правда, в то время их считали далёкими скоплениями звёзд.
Однако учёный Гиппарх первый отметил в своём списке несколько туманных объектов. Затем Птолемей добавил в тот каталог еще пять туманностей. А в дальнейшем Галилей при помощи своего телескопа обнаружил две (Андромеды и Ориона). Как оказалось, одни из самых известных на сегодняшний день.

В конце концов, по мере развития астрономии и усовершенствования телескопов, учёные смогли открыть немало звёздных скоплений и туманностей. Вероятно, это и привело к тому, что их отнесли к отдельному виду объектов космоса.

В астрономии туманности описаны в каталоге Мессье. Он внёс в него неподвижные объекты, которые были похожи на кометы. Таким образом в него попали и галактики, и туманности.

В астрологии под данным определением рассматривают космические объекты различной природы и происхождения. Это могут быть огромные облака межзвёздного вещества, звёздные скопления и даже другие галактики. По мнению астрологов, туманность влияет на гороскоп человека, его сознание и судьбу.

Шарль Мессье (1730 — 1817)

Туманности Вселенной, на самом деле, это интересные и удивительные её части.
Как оказалось, размеры туманных облаков в космосе относительно небольшие. Более того, они располагаются далеко от Земли.
Наблюдать их возможно с помощью мощных телескопов. Очевидно, что любители-астрономы предпочитают смотреть на звёзды, ну или галактики. Хотя если постараться и найти туманность, то можно увидеть красивое и по-настоящему завораживающее зрелище.