stringtranslate.com

Туманность

Изображение Трехраздельной туманности в истинных цветах , демонстрирующее сложную структуру газа и плазмы.

Туманность ( лат. nebula , 'облако, туман'; [1] мн. ч .: nebulae , nebulæ или nebulas [2] [3] [4] [5] ) — это особая люминесцентная часть межзвездной среды , которая может состоять из ионизированного, нейтрального или молекулярного водорода , а также космической пыли . Туманности часто являются областями звездообразования, например, в Столпах Творения в туманности Орла . В этих областях образования газа, пыли и других материалов «слипаются» вместе, образуя более плотные области, которые притягивают дополнительную материю и в конечном итоге становятся достаточно плотными, чтобы образовать звезды . Затем считается, что оставшийся материал образует планеты и другие объекты планетной системы .

Большинство туманностей имеют огромные размеры; некоторые имеют диаметр в сотни световых лет . Туманность, видимая человеческому глазу с Земли, будет казаться больше, но не ярче, вблизи. [6] Туманность Ориона , самая яркая туманность на небе, занимающая площадь в два раза больше углового диаметра полной Луны , может быть видна невооруженным глазом, но была пропущена первыми астрономами. [7] Хотя они плотнее окружающего их пространства, большинство туманностей гораздо менее плотны, чем любой вакуум, созданный на Земле (от 10 5 до 10 7 молекул на кубический сантиметр) — туманное облако размером с Землю имело бы общую массу всего несколько килограммов . Воздух Земли имеет плотность приблизительно 10 19 молекул на кубический сантиметр; напротив, самые плотные туманности могут иметь плотность 10 4 молекул на кубический сантиметр. Многие туманности видны из-за флуоресценции, вызванной горячими звездами, в то время как другие настолько рассеяны, что их можно обнаружить только с помощью длительных выдержек и специальных фильтров. Некоторые туманности по-разному освещаются переменными звездами типа Т Тельца .

Первоначально термин «туманность» использовался для описания любого рассеянного астрономического объекта , включая галактики за пределами Млечного Пути . Например, галактика Андромеды когда-то называлась Туманностью Андромеды (а спиральные галактики в целом — «спиральными туманностями»), прежде чем 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 на основе типа светового спектра, который они производят. [8]

История наблюдений

Часть туманности Карина

Около 150 г. н. э. 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, в отличие от звездного скопления , была упомянута мусульманским персидским астрономом Абд аль-Рахманом ас-Суфи в его Книге неподвижных звезд (964). [10] Он отметил «маленькое облако» там, где расположена галактика Андромеды . [11] Он также каталогизировал звездное скопление Омикрон Парусов как «туманную звезду» и другие туманные объекты, такие как скопление Брокки . [10] Сверхновые , которые создали Крабовидную туманность , SN 1054 , наблюдались 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 лишь в 1659 году Христианом Гюйгенсом , который также считал, что он был первым человеком, открывшим эту туманность. [11]

В 1715 году Эдмонд Галлей опубликовал список из шести туманностей. [14] Это число неуклонно росло в течение столетия, и 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 Доброй Надежды , большинство из которых ранее были неизвестны. Затем Шарль Мессье составил каталог из 103 «туманностей» (теперь называемых объектами Мессье , которые включали то, что теперь известно как галактики) к 1781 году; его интерес заключался в обнаружении комет , и это были объекты, которые можно было ошибочно принять за них. [15]

Число туманностей затем значительно увеличилось 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 появился в 1802 году. На протяжении большей части своей работы Уильям Гершель считал, что эти туманности были просто неразрешенными скоплениями звезд. Однако в 1790 году он обнаружил звезду, окруженную туманностью, и пришел к выводу, что это была 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 показали непрерывный спектр и, таким образом, считалось, что они состоят из массы звезд. [17] [18] Третья категория была добавлена ​​в 1912 году, когда Весто Слайфер показал, что спектр туманности, окружающей звезду Меропа, соответствует спектру рассеянного скопления Плеяды . Таким образом, туманность излучает отраженный звездный свет. [19]

В 1923 году после Великого спора стало ясно, что многие «туманности» на самом деле являются галактиками, расположенными далеко от Млечного Пути .

Слайфер и Эдвин Хаббл продолжили собирать спектры многих различных туманностей, найдя 29, которые показывали 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 с эмиссионным спектром 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 непрерывными спектрами появляются с более холодными звездами. [20] И Хаббл, и Генри Норрис Рассел пришли к выводу, что туманности, окружающие более горячие звезды, трансформируются каким-то образом. [18]

Формирование

NGC 604 — туманность в галактике Треугольник.

Существуют различные механизмы формирования различных типов туманностей. Некоторые туманности образуются из газа, который уже находится в межзвездной среде , в то время как другие производятся звездами. Примерами первого случая являются гигантские молекулярные облака , самая холодная и плотная фаза межзвездного газа, которая может образовываться путем охлаждения и конденсации более диффузного газа. Примерами второго случая являются планетарные туманности, образованные из материала, сброшенного звездой на поздних стадиях ее звездной эволюции .

Области звездообразования представляют собой класс эмиссионных туманностей, связанных с гигантскими молекулярными облаками. Они образуются, когда молекулярное облако коллапсирует под собственным весом, производя звезды. Массивные звезды могут образовываться в центре, и их ультрафиолетовое излучение ионизует окружающий газ, делая его видимым в оптическом диапазоне длин волн . Область ионизированного водорода, окружающая массивные звезды, известна как область H II, в то время как 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 истечения из маломассивных звезд могут разрушить облако, уничтожив туманность через несколько миллионов лет.

Другие туманности образуются в результате взрывов сверхновых ; предсмертных мук массивных, короткоживущих 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 зафиксировано в 1054 году и обозначено как SN 1054. Компактный объект, который образовался после взрыва, находится в центре Крабовидной туманности, а его ядро ​​теперь является нейтронной звездой .

Другие туманности формируются как планетарные туманности . Это заключительная стадия жизни маломассивной звезды, такой как Солнце Земли. Звезды с массой до 8–10 солнечных масс эволюционируют в красных гигантов и медленно теряют свои внешние слои во время пульсаций в своих атмосферах. Когда звезда теряет достаточно материала, ее температура повышается, и испускаемое ею ультрафиолетовое излучение может ионизировать окружающую туманность, которую она сбросила. Солнце создаст планетарную туманность, а его ядро ​​останется в виде белого карлика .

Типы

Классические типы

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

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

Поток туманностей

Пример слабой интегрированной туманности потока, окружающей Полярную звезду.

Интегрированные потоковые туманности являются относительно недавно идентифицированным астрономическим явлением. В отличие от типичных и хорошо известных газовых туманностей в плоскости галактики Млечный Путь , IFN лежат за пределами основного тела галактики.

Термин был придуман Стивом Манделем, который определил их как «туманности высокой галактической широты, которые освещаются не одной звездой (как большинство туманностей в плоскости Галактики), а энергией от интегрированного потока всех звезд в Млечном Пути. В результате эти туманности невероятно тусклые, для их улавливания требуются часы экспозиции. Эти облака туманностей, важный компонент межзвездной среды, состоят из частиц пыли, водорода и оксида углерода и других элементов». [22] Они особенно заметны в направлении как северного, так и южного небесных полюсов. Огромная туманность вблизи южного небесного полюса — MW9, обычно известная как Южный Небесный Змей. [23]

Диффузные туманности

Туманность Карина является примером диффузной туманности.

Большинство туманностей можно описать как диффузные туманности, что означает, что они протяженные и не содержат четко определенных границ. [24] Диффузные туманности можно разделить на эмиссионные туманности , отражательные туманности и темные туманности .

Видимые световые туманности можно разделить на эмиссионные туманности, которые испускают спектральное линейчатое излучение из возбужденного или ионизированного газа (в основном ионизированного водорода ); [25] их часто называют областями H II , где H II относится к ионизированному водороду), и отражательные туманности, которые видны в основном благодаря отражаемому ими свету.

Сами отражательные туманности не излучают значительного количества видимого света, но находятся вблизи звезд и отражают свет от них. [25] Подобные туманности, не освещенные звездами, не демонстрируют видимого излучения, но могут быть обнаружены как непрозрачные облака, блокирующие свет от светящихся объектов позади них; они называются темными туманностями . [25]

Хотя эти туманности имеют различную видимость в оптическом диапазоне длин волн, все они являются яркими источниками инфракрасного излучения, в основном от пыли внутри туманностей. [25]

Планетарные туманности

Туманность Устрица — планетарная туманность, расположенная в созвездии Жирафа.

Планетарные туманности являются остатками конечных стадий звездной эволюции для звезд средней массы (размер которых варьируется от 0,5 до ~8 солнечных масс). Развившиеся асимптотические звезды ветви гигантов выбрасывают свои внешние слои наружу из-за сильных звездных ветров, таким образом образуя газообразные оболочки, оставляя позади ядро ​​звезды в виде белого карлика . [25] Излучение от горячего белого карлика возбуждает выброшенные газы, создавая эмиссионные туманности со спектрами, похожими на спектры эмиссионных туманностей, обнаруженных в областях звездообразования . [25] Это области H II , поскольку в основном ионизирован водород, но планетарные более плотные и компактные, чем туманности, обнаруженные в областях звездообразования. [25]

Планетарные туманности получили свое название от первых астрономических наблюдателей, которые изначально не могли отличить их от планет и которые 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. [26]

Протопланетные туманности

Туманность Уэстбрук , протопланетная туманность.
Протопланетная туманность или препланетная туманность [27] (PPN, множественное число PPNe) — астрономический объект , находящийся в кратковременном эпизоде ​​быстрой эволюции звезды между фазой поздней асимптотической ветви гигантов (LAGB) [a] и последующей фазой планетарной туманности (PN). PPN сильно излучает в инфракрасном излучении и является разновидностью отражательной туманности . Это предпоследняя фаза эволюции с высокой светимостью в жизненном цикле звезд промежуточной массы (1–8 M ☉ ). [28] : 469 

Остатки сверхновой

Крабовидная туманность , пример остатка сверхновой

Сверхновая возникает, когда звезда с большой массой 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, тем самым вызывая взрыв звезды. [25] Расширяющаяся оболочка газа образует остаток сверхновой , особую диффузную туманность . [25] Хотя большая часть оптического и рентгеновского излучения остатков сверхновой исходит от ионизированного газа, большая часть радиоизлучения является формой нетеплового излучения, называемого синхротронным излучением . [25] Это излучение исходит от высокоскоростных электронов , колеблющихся в магнитных полях .

Примеры

Каталоги

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Харпер, Дуглас. "nebula". Онлайн-словарь этимологии .
  2. ↑ American Heritage Dictionary of the English Language, пятое издание . Sv "nebula". Получено 23 ноября 2019 г. с сайта https://thefreedictionary.com/nebula
  3. ^ Collins English Dictionary – Complete and Unabridged, 12th Edition 2014. Sv "nebula". Получено 23 ноября 2019 г. с сайта https://thefreedictionary.com/nebula
  4. ^ Random House Kernerman Webster's College Dictionary . Sv "nebula". Получено 23 ноября 2019 г. с сайта https://thefreedictionary.com/nebula
  5. ^ Американский научный словарь наследия для студентов, второе издание . Sv "nebula". Получено 23 ноября 2019 г. с сайта https://thefreedictionary.com/nebula
  6. ^ Хауэлл, Элизабет (22.02.2013). «На самом деле, туманности не предлагают места, где можно спрятать космические корабли». Вселенная сегодня .
  7. ^ Кларк, Роджер Н. (1990). Визуальная астрономия глубокого неба. Cambridge University Press. стр. 98. ISBN 9780521361552.
  8. ^ "Что такое туманность?". Космический центр Хьюстона . 19 марта 2020 г. Получено 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. ^ ab Jones, Kenneth Glyn (1991). Туманности и звездные скопления Мессье . Cambridge University Press. стр. 1. ISBN 0-521-37079-5.
  11. ^ ab Harrison, TG (март 1984). «Туманность Ориона – где она в истории». Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society . 25 (1): 70–73. Bibcode : 1984QJRAS..25...65H.
  12. ^ Лундмарк, К (1921). «Предполагаемые новые звезды, зарегистрированные в старых хрониках и среди недавних меридиональных наблюдений». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 33 (195): 225. Bibcode : 1921PASP...33..225L. doi : 10.1086/123101 .
  13. ^ Mayall, NU (1939). «Крабовидная туманность, вероятная сверхновая». Листовки астрономического общества Тихого океана . 3 (119): 145. Bibcode : 1939ASPL....3..145M.
  14. ↑ Галлей, Э. (1714–1716). «Рассказ о нескольких туманностях или светлых пятнах, похожих на облака, недавно открытых среди неподвижных звезд с помощью телескопа». Philosophical Transactions . XXXIX : 390–92.
  15. ^ ab Hoskin, Michael (2005). «Незаконченное дело: поиски туманностей Уильямом Гершелем». British Journal for the History of Science . 43 (3): 305–320. Bibcode : 2005HisSc..43..305H. doi : 10.1177/007327530504300303. S2CID  161558679.
  16. ↑ Философские труды. TN 1786. С. 457.
  17. ^ Уоттс, Уильям Маршалл; Хаггинс, сэр Уильям; Леди Хаггинс (1904). Введение в изучение спектрального анализа. Longmans, Green, and Co. стр. 84–85 . Получено 31 октября 2009 г.
  18. ^ abc Струве, Отто (1937). "Современные успехи в изучении отражательных туманностей". Popular Astronomy . 45 : 9–22. Bibcode :1937PA.....45....9S.
  19. ^ Slipher, VM (1912). «О спектре туманности в Плеядах». Бюллетень обсерватории Лоуэлла . 1 : 26–27. Bibcode :1912LowOB...2...26S.
  20. ↑ Хаббл, Э. П. (декабрь 1922 г.). «Источник светимости в галактических туманностях». Astrophysical Journal . 56 : 400–438. Bibcode : 1922ApJ....56..400H. doi : 10.1086/142713 .
  21. ^ "Звездный приступ чихания". ESA/Hubble Picture of the Week . Получено 16 декабря 2013 г.
  22. ^ http://www.aicccd.com/archive/aic2005/The_unexplored_nebula_project-smandel.pdf
  23. ^ Чедвик, Стивен; Купер, Ян (11 декабря 2012 г.). Изображение южного неба . Springer. стр. 248. ISBN 978-1461447498.
  24. ^ "Каталог Мессье: диффузные туманности". SEDS. Архивировано из оригинала 1996-12-25 . Получено 2007-06-12 .
  25. ^ abcdefghij FH Shu (1982). Физическая Вселенная . Mill Valley, Калифорния: University Science Books. ISBN 0-935702-05-9.
  26. ^ Chaisson, E.; McMillan, S. (1995). Астрономия: руководство для начинающих по вселенной (2-е изд.). Upper Saddle River, Нью-Джерси: Prentice-Hall. ISBN 0-13-733916-X.
  27. ^ Sahai, Raghvendra; Sánchez Contreras, Carmen; Morris, Mark (2005). "A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024+0044" (PDF) . The Astrophysical Journal . 620 (2): 948–960. Bibcode :2005ApJ...620..948S. doi :10.1086/426469.
  28. ^ Кастнер, Дж. Х. (2005), «Околосмертная трансформация: выброс массы в планетарных и протопланетных туманностях», Американское астрономическое общество, заседание 206, № 28.04; Бюллетень Американского астрономического общества , 37 , Bibcode : 2005AAS...206.2804K

Внешние ссылки