stringtranslate.com

Туманность

Настоящее цветное изображение Трехраздельной туманности , показывающее сложную структуру газа и плазмы.

Туманность ( лат . «облако, туман»; [1] мн.  nebulae , nebulæ или туманности [2] [3] [4] [5] ) — это отдельная люминесцентная часть межзвездной среды , которая может состоять из ионизированных, нейтральный, или молекулярный водород , а также космическая пыль . Туманности часто являются областями звездообразования, например, в « Столпах Творения » в туманности Орла . В этих регионах образования газа, пыли и других материалов «слипаются» вместе, образуя более плотные области, которые притягивают дальнейшее вещество и в конечном итоге становятся достаточно плотными, чтобы образовать звезды . Считается, что оставшийся материал образует планеты и другие объекты планетной системы .

Большинство туманностей имеют огромные размеры; некоторые из них имеют диаметр в сотни световых лет . Туманность, видимая человеческому глазу с Земли, вблизи кажется больше, но не ярче. [6] Туманность Ориона , самая яркая туманность на небе, занимающая площадь, в два раза превышающую угловой диаметр полной Луны, можно наблюдать невооруженным глазом, но ранние астрономы ее пропустили. [7] Хотя большинство туманностей плотнее окружающего их пространства, они гораздо менее плотны, чем любой вакуум , созданный на Земле (от 10 5 до 10 7 молекул на кубический сантиметр). Небулярное облако размером с Землю имело бы общую массу всего лишь несколько килограммов . Земной воздух имеет плотность примерно 10 19 молекул на кубический сантиметр; напротив, самые плотные туманности могут иметь плотность 10 4 молекул на кубический сантиметр. Многие туманности видны благодаря флуоресценции, вызванной погруженными в них горячими звездами, тогда как другие настолько рассеяны, что их можно обнаружить только с помощью длительной выдержки и специальных фильтров. Некоторые туманности по-разному освещены переменными звездами типа Т Тельца .

Первоначально термин «туманность» использовался для описания любого рассеянного астрономического объекта , включая галактики за пределами Млечного Пути . Галактику Андромеды , например, когда-то называли Туманностью Андромеды (а спиральные галактики вообще как «спиральные туманности») до того, как истинная природа галактик была подтверждена в начале 20-го века Весто Слайфером , Эдвином Хабблом и другими. Эдвин Хаббл обнаружил, что большинство туманностей связаны со звездами и освещаются звездным светом. Он также помог классифицировать туманности по типу излучаемого ими светового спектра. [8]

История наблюдений

Часть туманности Киля

Около 150 года нашей эры Птолемей записал в книгах VII–VIII своего «Альмагеста» пять звезд, которые казались туманными. Он также отметил область туманности между созвездиями Большой Медведицы и Льва , которая не была связана ни с одной звездой . [9] Первая настоящая туманность, отличная от звездного скопления , была упомянута персидским астрономом-мусульманином Абд аль-Рахманом аль-Суфи в его «Книге неподвижных звезд» (964 г.). [10] Он отметил «небольшое облако», где расположена Галактика Андромеды . [11] Он также каталогизировал звездное скопление Омикрон Велорум как «туманную звезду» и другие туманные объекты, такие как скопление Брокки . [10] Сверхновая , создавшая Крабовидную туманность , SN 1054 , наблюдалась арабскими и китайскими астрономами в 1054 году. [12] [13]

В 1610 году Николя-Клод Фабри де Пейреск открыл туманность Ориона с помощью телескопа. Эту туманность также наблюдал Иоганн Баптист Цисат в 1618 году. Однако первое детальное исследование туманности Ориона было проведено только в 1659 году Христианом Гюйгенсом , который также считал, что он был первым человеком, открывшим эту туманность. [11]

В 1715 году Эдмон Галлей опубликовал список из шести туманностей. [14] Это число неуклонно росло в течение столетия: в 1746 году Жан-Филипп де Шезо составил список из 20 туманностей (включая восемь ранее не известных). С 1751 по 1753 год Николя-Луи де Лакайль каталогизировал 42 туманности с мыса Доброго. Надежды , большинство из которых ранее были неизвестны. Затем к 1781 году Шарль Мессье составил каталог из 103 «туманностей» (теперь называемых объектами Мессье и включающих в себя то, что теперь известно как галактики); его интересом было обнаружение комет , и это были объекты, которые можно было принять за них. [15]

Число туманностей затем было значительно увеличено усилиями Уильяма Гершеля и его сестры Каролины Гершель . Их Каталог тысячи новых туманностей и скоплений звезд [16] был опубликован в 1786 году. Второй каталог из тысячи был опубликован в 1789 году, а третий и последний каталог из 510 звезд появился в 1802 году. Большую часть своей работы Уильям Гершель считал, что эти туманности представляют собой просто неразрешенные скопления звезд. Однако в 1790 году он обнаружил звезду, окруженную туманностью, и пришел к выводу, что это настоящая туманность, а не более отдаленное скопление. [15]

Начиная с 1864 года Уильям Хаггинс исследовал спектры около 70 туманностей. Он обнаружил , что примерно треть из них имела спектр излучения газа . Остальные имели непрерывный спектр и поэтому считались состоящими из массы звезд. [17] [18] Третья категория была добавлена ​​в 1912 году, когда Весто Слайфер показал, что спектр туманности, окружающей звезду Меропа , соответствует спектрам рассеянного скопления Плеяд . Таким образом, туманность излучает отраженный звездный свет. [19]

В 1923 году, после Великой дискуссии , стало ясно, что многие «туманности» на самом деле были галактиками, далекими от Млечного Пути .

Слайфер и Эдвин Хаббл продолжали собирать спектры множества различных туманностей, обнаружив 29, которые имели спектры излучения, и 33, которые имели непрерывные спектры звездного света. [18] В 1922 году Хаббл объявил, что почти все туманности связаны со звездами и что их освещение исходит от звездного света. Он также обнаружил, что туманности по спектру излучения почти всегда связаны со звездами, имеющими спектральную классификацию B или более горячие (включая все звезды главной последовательности O-типа ), в то время как туманности с непрерывным спектром появляются с более холодными звездами. [20] И Хаббл, и Генри Норрис Рассел пришли к выводу, что туманности, окружающие более горячие звезды, каким-то образом трансформируются. [18]

Формирование

NGC 604 — туманность в галактике Треугольник.

Существуют различные механизмы образования различных типов туманностей. Некоторые туманности образуются из газа, который уже находится в межзвездной среде, тогда как другие производятся звездами. Примером первого случая являются гигантские молекулярные облака , самая холодная и плотная фаза межзвездного газа, которая может образоваться в результате охлаждения и конденсации более диффузного газа. Примером последнего случая являются планетарные туманности, образовавшиеся из материала, сброшенного звездой на поздних стадиях ее звездной эволюции .

Области звездообразования — это класс эмиссионных туманностей, связанных с гигантскими молекулярными облаками. Они образуются, когда молекулярное облако разрушается под собственным весом, образуя звезды. В центре могут образовываться массивные звезды, а их ультрафиолетовое излучение ионизирует окружающий газ, делая его видимым в оптических длинах волн . Область ионизированного водорода, окружающая массивные звезды, известна как область H II, а оболочки нейтрального водорода, окружающие область H II, известны как область фотодиссоциации . Примерами областей звездообразования являются туманность Ориона , туманность Розетка и туманность Омега . Обратная связь от звездообразования в виде взрывов сверхновых массивных звезд, звездных ветров или ультрафиолетового излучения массивных звезд или истечений от звезд малой массы может разрушить облако, разрушив туманность через несколько миллионов лет.

Другие туманности образуются в результате взрывов сверхновых ; предсмертные агонии массивных, недолговечных звезд. Материалы, выброшенные в результате взрыва сверхновой, затем ионизируются энергией и компактным объектом, который производит ее ядро. Одним из лучших примеров этого является Крабовидная туманность в Тельце . Событие сверхновой было зарегистрировано в 1054 году и получило обозначение SN 1054 . Компактный объект, образовавшийся после взрыва, находится в центре Крабовидной туманности, а его ядром теперь является нейтронная звезда .

Другие туманности формируются как планетарные туманности . Это заключительная стадия жизни звезды малой массы, такой как Солнце Земли. Звезды с массой до 8–10 масс Солнца эволюционируют в красные гиганты и медленно теряют внешние слои во время пульсаций в своих атмосферах. Когда звезда потеряла достаточно материала, ее температура повышается, а испускаемое ею ультрафиолетовое излучение может ионизировать окружающую туманность, которую она отбросила. Солнце создаст планетарную туманность, а ее ядро ​​останется в форме белого карлика .

Типы

Классические типы

Объекты, называемые туманностями, принадлежат к четырем основным группам. До того, как была понята их природа, галактики («спиральные туманности») и звездные скопления, слишком далекие, чтобы их можно было рассматривать как звезды, также классифицировались как туманности, но больше таковыми не являются.

Не все облачные структуры называются туманностями; Объекты Хербига-Аро являются примером.

Туманность Поток

Диффузные туманности

Туманность Киля является примером диффузной туманности.

Большинство туманностей можно охарактеризовать как диффузные туманности, что означает, что они вытянуты и не имеют четко определенных границ. [22] Диффузные туманности можно разделить на эмиссионные , отражательные и темные туманности .

Туманности видимого света можно разделить на эмиссионные туманности, которые излучают спектральные линии излучения возбужденного или ионизированного газа (в основном ионизированного водорода ); [23] их часто называют областями H II (H II относится к ионизированному водороду) и отражательными туманностями, которые видны в первую очередь благодаря отражаемому ими свету.

Сами отражательные туманности не излучают значительного количества видимого света, но находятся вблизи звезд и отражают свет от них. [23] Подобные туманности, не освещенные звездами, не излучают видимого излучения, но могут быть обнаружены как непрозрачные облака, блокирующие свет светящихся объектов позади них; их называют темными туманностями . [23]

Хотя эти туманности имеют разную видимость в оптических длинах волн, все они являются яркими источниками инфракрасного излучения, главным образом пыли внутри туманностей. [23]

Планетарные туманности

Туманность Устрица — планетарная туманность , расположенная в созвездии Жирафа.

Планетарные туманности — это остатки последних стадий звездной эволюции звезд средней массы (размер которых варьируется от 0,5 до 8 солнечных масс). Эволюционировавшие звезды асимптотической ветви-гиганта выбрасывают свои внешние слои наружу из-за сильных звездных ветров, образуя таким образом газовые оболочки, оставляя после себя ядро ​​звезды в виде белого карлика . [23] Излучение горячего белого карлика возбуждает выбрасываемые газы, создавая эмиссионные туманности со спектрами, подобными спектрам эмиссионных туманностей, обнаруженных в областях звездообразования . [23] Это области H II , поскольку в основном ионизирован водород, но планетарные туманности плотнее и компактнее, чем туманности, обнаруженные в областях звездообразования. [23]

Планетарные туманности получили свое название от первых астрономических наблюдателей, которые поначалу не могли отличить их от планет и были склонны путать их с планетами, которые представляли для них больший интерес. Ожидается, что Солнце породит планетарную туманность примерно через 12 миллиардов лет после своего образования. [24]

Протопланетная туманность

Туманность Уэстбрук — пример протопланетной туманности , расположенной в созвездии Возничего.

Протопланетная туманность (PPN) — это астрономический объект в кратковременном эпизоде ​​быстрой звездной эволюции звезды между фазой поздней асимптотической гигантской ветви (LAGB) и следующей фазой планетарной туманности (PN). [25] Во время фазы AGB звезда теряет массу, испуская околозвездную оболочку из газообразного водорода. Когда эта фаза подходит к концу, звезда переходит в фазу PPN.

PPN получает энергию от центральной звезды, заставляя ее излучать сильное инфракрасное излучение и превращаться в отражательную туманность. Коллимированные звездные ветры из центральной звезды формируют и сотрясают оболочку, придавая ей аксиально-симметричную форму, создавая при этом быстро движущийся молекулярный ветер. [26] Точный момент, когда PPN становится планетарной туманностью (PN), определяется температурой центральной звезды. Фаза PPN продолжается до тех пор, пока центральная звезда не достигнет температуры 30 000 К, после чего она станет достаточно горячей, чтобы ионизировать окружающий газ. [27]

Остатки сверхновых

Крабовидная туманность — пример остатка сверхновой .

Сверхновая возникает , когда звезда большой массы достигает конца своей жизни. Когда ядерный синтез в ядре звезды прекращается, звезда коллапсирует. Газ, падающий внутрь, либо отскакивает, либо нагревается настолько сильно, что расширяется наружу от ядра, что приводит к взрыву звезды. [23] Расширяющаяся газовая оболочка образует остаток сверхновой , особую диффузную туманность . [23] Хотя большая часть оптического и рентгеновского излучения остатков сверхновых возникает из ионизированного газа, большая часть радиоизлучения представляет собой форму нетеплового излучения, называемого синхротронным излучением . [23] Это излучение возникает из-за высокоскоростных электронов , колеблющихся в магнитных полях .

Примеры

Каталоги

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Харпер, Дуглас. "туманность". Интернет-словарь этимологии .
  2. ^ Словарь английского языка американского наследия, пятое издание . Св "туманность". Получено 23 ноября 2019 г. с https://thefreedictionary.com/nebula.
  3. ^ Словарь английского языка Коллинза – полный и несокращенный, 12-е издание, 2014 г. . Св "туманность". Получено 23 ноября 2019 г. с https://thefreedictionary.com/nebula.
  4. ^ Словарь колледжа Random House Кернермана Вебстера . Св "туманность". Получено 23 ноября 2019 г. с https://thefreedictionary.com/nebula.
  5. ^ Словарь студенческой науки американского наследия, второе издание . Св "туманность". Получено 23 ноября 2019 г. с https://thefreedictionary.com/nebula.
  6. ^ Хауэлл, Элизабет (22 февраля 2013 г.). «На самом деле туманности не дают места, где космические корабли могли бы спрятаться». Вселенная сегодня .
  7. ^ Кларк, Роджер Н. (1990). Визуальная астрономия глубокого неба. Издательство Кембриджского университета. п. 98. ИСБН 9780521361552.
  8. ^ «Что такое туманность?». Космический центр Хьюстона . 19 марта 2020 г. Проверено 27 июня 2021 г.
  9. ^ Куницш, П. (1987), «Средневековая ссылка на туманность Андромеды» (PDF) , ESO Messenger , 49 : 42–43, Bibcode : 1987Msngr..49...42K , получено 31 октября 2009 г.
  10. ^ Аб Джонс, Кеннет Глин (1991). Туманности Мессье и звездные скопления . Издательство Кембриджского университета. п. 1. ISBN 0-521-37079-5.
  11. ^ Аб Харрисон, TG (март 1984 г.). «Туманность Ориона – где она находится в истории». Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества . 25 (1): 70–73. Бибкод : 1984QJRAS..25...65H.
  12. ^ Лундмарк, К. (1921). «Предполагаемые новые звезды, зафиксированные в старых хрониках и среди недавних наблюдений меридианов». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 33 (195): 225. Бибкод : 1921PASP...33..225L. дои : 10.1086/123101 .
  13. ^ Мэйолл, Нью-Йорк (1939). «Крабовидная туманность, вероятная сверхновая». Листовки Астрономического общества Тихоокеанского общества . 3 (119): 145. Бибкод : 1939ASPL....3..145M.
  14. ^ Галлей, Э. (1714–1716). «Описание нескольких туманностей или светлых пятен, подобных облакам, недавно обнаруженных среди неподвижных звезд с помощью телескопа». Философские труды . XXXIX : 390–92.
  15. ^ Аб Хоскин, Майкл (2005). «Неоконченное дело: поиск туманностей Уильямом Гершелем». Британский журнал истории науки . 43 (3): 305–320. Бибкод : 2005HisSc..43..305H. дои : 10.1177/007327530504300303. S2CID  161558679.
  16. ^ Философские труды. ТН 1786. с. 457.
  17. ^ Уоттс, Уильям Маршалл; Хаггинс, сэр Уильям; Леди Хаггинс (1904). Введение в изучение спектрального анализа. Лонгманс, Грин и Ко, стр. 84–85 . Проверено 31 октября 2009 г.
  18. ^ abc Струве, Отто (1937). «Последние успехи в изучении отражательных туманностей». Популярная астрономия . 45 : 9–22. Бибкод : 1937PA.....45....9S.
  19. ^ Слайфер, В.М. (1912). «О спектре туманности в Плеядах». Бюллетень обсерватории Лоуэлл . 1 : 26–27. Бибкод : 1912LowOB...2...26S.
  20. ^ Хаббл, EP (декабрь 1922 г.). «Источник светимости в галактических туманностях». Астрофизический журнал . 56 : 400–438. Бибкод : 1922ApJ....56..400H. дои : 10.1086/142713 .
  21. ^ "Звездный приступ чихания" . Фотография недели ЕКА/Хаббла . Проверено 16 декабря 2013 г.
  22. ^ "Каталог Мессье: Диффузные туманности". СЭДС. Архивировано из оригинала 25 декабря 1996 г. Проверено 12 июня 2007 г.
  23. ^ abcdefghij FH Шу (1982). Физическая Вселенная . Милл-Вэлли, Калифорния: Университетские научные книги. ISBN 0-935702-05-9.
  24. ^ Чессон, Э.; Макмиллан, С. (1995). Астрономия: Путеводитель по Вселенной для начинающих (2-е изд.). Река Аппер-Сэддл, Нью-Джерси: Прентис-Холл. ISBN 0-13-733916-Х.
  25. ^ Р. Сахай; К. Санчес Контрерас; М. Моррис (2005). «Предпланетная туманность Морская звезда: IRAS 19024+0044» (PDF) . Астрофизический журнал . 620 (2): 948–960. Бибкод : 2005ApJ...620..948S. дои : 10.1086/426469. S2CID  1790433.
  26. ^ Дэвис, CJ; Смит, доктор медицины; Гледхилл, ТМ; Варрикатт, WP (2005). «Эшелле-спектроскопия ближнего инфракрасного диапазона протопланетарных туманностей: исследование быстрого ветра в H 2 ». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 360 (1): 104–118. arXiv : astro-ph/0503327 . Бибкод : 2005MNRAS.360..104D. дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x. S2CID  7727592.
  27. ^ Волк, Кевин М.; Квок, Сан (1 июля 1989 г.). «Эволюция протопланетных туманностей». Астрофизический журнал . 342 : 345–363. Бибкод : 1989ApJ...342..345В. дои : 10.1086/167597.

Внешние ссылки