В астрономии отражательные туманности — это облака межзвездной пыли , которые могут отражать свет близлежащей звезды или звезд. Энергии близлежащих звезд недостаточно, чтобы ионизировать газ туманности и создать эмиссионную туманность , но достаточно, чтобы дать достаточное рассеяние , чтобы пыль стала видимой. Таким образом, частотный спектр отражательных туманностей подобен спектру светящихся звезд. Среди микроскопических частиц, ответственных за рассеяние, есть соединения углерода (например, алмазная пыль) и соединения других элементов, таких как железо и никель. Последние два часто ориентированы на галактическое магнитное поле и вызывают легкую поляризацию рассеянного света . [1]
Анализируя спектр туманности, связанной со звездой Меропой в Плеядах , Весто Слайфер в 1912 году пришел к выводу, что источником ее света, скорее всего, является сама звезда, и что туманность отражает свет звезды (и свет звезды Альциона ). . [3] Расчеты Эйнара Герцшпрунга, проведенные в 1913 году, подтверждают эту гипотезу. [4] Эдвин Хаббл провел дальнейшее различие между эмиссионными и отражательными туманностями в 1922 году. [5]
Отражательная туманность обычно имеет синий цвет, потому что рассеяние синего света более эффективно, чем красного (это тот же процесс рассеяния, который дает нам голубое небо и красные закаты).
Отражательные и эмиссионные туманности часто наблюдаются вместе, и иногда их называют диффузными туманностями .
Известно около 500 отражательных туманностей. Голубую отражательную туманность также можно увидеть в той же области неба, что и Трехраздельную туманность . Звезда -сверхгигант Антарес , очень красная ( спектральный класс М1), окружена большой желтой отражательной туманностью.
Отражательные туманности также могут быть местом звездообразования .
В 1922 году Эдвин Хаббл опубликовал результат своих исследований ярких туманностей . Одной из частей этой работы является закон светимости Хаббла для отражательных туманностей, который устанавливает связь между угловым размером ( R ) туманности и видимой звездной величиной ( m ) соответствующей звезды:
где k — константа, зависящая от чувствительности измерения.
