Туманность, также именуемая, как "космическая туманность" - это, наверное, одни из самых красивых объектов наблюдения в космическом пространстве, которые имеют самые разные формы и структуры внутри себя. По красоте с туманностями могут поспорить галактики, но космические туманности всё равно выигрывают первенство в красоте и разнообразии форм. Большинство астрофотографов любят делать снимки этих туманностей и потом показывать другим, обычным людям, эту неземную, божественную красоту космического пространства в нашей галактики Млечный Путь. Самые красивые и самые интересные туманности получают свои собственные имена, например, Туманность Конская Голова, Туманность Трилистник, Крабовидная Туманность. Большинство же туманностей известны только по номерам в каталогах, и визуально могут выглядеть, как невзрачные тёмные провалы на фоне космоса, или же просто красивые акварельные разводы возле особо сияющих звезд.
Туманности - это участки межзвездной среды, которые выделяются своим излучением, или поглощением излучения на общем фоне неба. Туманности представляют из себя отдельные люминесцентные части межзвездной среды. Туманности по химическому составу могут состоять из ионизированного, нейтрального или молекулярного водорода, а также - из космической пыли. Туманности имеют большое разнообразие химических молекул внутри себя, и многие туманности богаты разнообразной органикой, это кирпичики жизни, из которых потом на новообразованных планетах начинает синтезировать первобытная жизнь в виде бактерий.
Туманности также часто являются областями звездообразования, например, в Столпах Творениях, в туманности Орла. В этих огромных областях образования из 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 и целые звездные скопления. После этого, вокруг появившихся молодых звезд начинают формироваться планеты и другие объекты планетарной системы, такие, как астероиды и кометы.
Большинство туманностей имеют огромные размеры, самые большие известные газовые туманности могут иметь диаметр около ста тысяч световых лет, другие же туманности имеют размеры около сотни световых лет. Туманности имеют также значительную массу, которая оценивается в сотнях тысячах и миллионах масс. Большинство туманностей расположены от Земли на довольно больших расстояниях - сотни и тысячи световых лет, и поэтому их труднее увидеть невооруженным взглядом. Исключение из этого правила - это яркая полоса туманностей Млечного Пути, которая была видима во все времена и породила про себя множество легенд и мифов. Туманности, которые видимы человеческому глазу с Земли, с более близкого расстояния казались бы крупнее, но не ярче, так большинство фотографий туманностей - это собранный свет этих туманностей в течении множества часов. Например, Туманность Ориона, которая является самой яркой туманностью на небе, занимает площадь, в два раза превышающую угловой размер полной Луны, её можно увидеть невооруженным глазом, но первые астрономы не заметили её.
Несмотря на то, что большинство туманностей плотнее окружающего их пространства, они гораздо менее плотны, чем любой вакуум, созданный на Земле. Например, туманное облако размером с Землю будет иметь общую массу всего в несколько килограммов. Для примера: земной воздух имеет плотность примерно 10^19 молекул на кубический сантиметр, а в то же время, самые плотные туманности могут иметь плотность около 10 тысяч молекул на кубический сантиметр. Многие туманности видны благодаря свечением вещества, также называемой флуоресценцией, которая вызвана погруженными в эти туманности горячими звездами. Другие же туманности настолько тусклы и настолько рассеяны в космическом пространстве, что их можно обнаружить только при длительных выдержках и специальных фильтрах. 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 . Галактика Андромеды , например, когда-то упоминалась как Туманность Андромеды (и спиральные галактики в целом 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 на основе типа светового спектра, который они производят.
История Изучения Туманностей[]
Первоначально, большинство туманностей были не видны для человечества, и только с развитием и увеличением телескопов началось полноценное изучение этих туманностей.
Самым первым внимание на туманности обратил ещё античный астроном Птолемей, который где-то около 150 года нашей эры записал в своих книгах VII–VIII Альмагеста пять звезд, которые ему показались туманными. Птолемей также отметил область туманности между созвездиями Большой Медведицы и Льва, которая не была связана как-то либо ни с одной звездой. По своей сути, эти "звезды", отмеченные Птолемеем, оказались шаровыми звездными скоплениями, самая известная из них - это Омега Центавра.
Первая настоящая туманность, в отличие от звездного скопления, была упомянута мусульманским персидским астрономом Абд ар-Рахманом ас-Суфи в его «Книге неподвижных звезд» (964). Ас-Суфи отметил Он отметил «небольшое облачко» там, где находится Галактика Андромеды. Данный астроном добавил в свой каталог звездное скопление Omicron Velorum, также обозначаемое, как IC 2391, которое обозначил, как «туманная звезда», а также и другие туманные объекты, такие как скопление Брокки, также именуемый, как астеризм Вешалка.
Знаменитая Крабовитная туманность, а именно, сверхновая звезда, которая её создала, под обозначением SN 1054, наблюдалась многими арабскими и китайскими астрономами в 1054 году.
Первую настоящую туманность открыл Николя-Клод Фабри де Пейреск в 1610 году с помощью телескопа. Это была знаменитая туманность Ориона. Данную туманность также наблюдал Иоганн Баптист Цисат в 1618 году. Однако первое подробное исследование туманности Ориона было проведено только в 1659 году Христианом Гюйгенсом, который также считал себя первым человеком, открывшим эту туманность.
Большие открытия туманностей подарил восемнадцатый век:
- В 1715 году Эдмонд Галлей опубликовал список из шести туманностей.
- В 1746 году Жан-Филипп де Шезо составил список уже из 20 туманностей, восемь из которых были до этого вовсе неизвестны.
- С 1751 по 1753 год Николя-Луи де Лакай составил каталог из 42 туманностей, находясь на юге, на мысе Доброй Надежды, в этот каталог впервые вошли туманности южного полушария неба, которые до этого вовсе не наблюдались из-за своей недоступности для наблюдений.
- К 1781 году Шарль Мессье составил каталог из 103 «туманностей», которые теперь называют объектами Мессье. Кроме туманностей в этот каталог были включены также звездные скопления и галактики, которые тогда также назывались туманностями. Данный каталог был составлен астрономом из практических задач, потому что Шарля Мессье искал в небе кометы, а данные объекты можно было легко спутать с кометами при тех уровнях развития телескопической техники в его время.
- В 1786 году Уильям Гершель и его сестра Кэролайн Гэршель опубликовали свой каталог из тысяч новых туманностей, где количество открытых туманностей было значительно увеличено.
- В 1789 году был опубликован второй каталог Гершеля
- В 1790 году Гершелем была обнаружена звезда, которая была окружена туманностью, и он пришел к выводу, что это настоящая туманность, а не более далекое скопление.
- В 1802 году был опубликован третий каталог Гершеля из 510 туманностей. Большинство из этих туманностей оказались просто неразрешенными скоплениями звезд.
В 19 века началось более подробное изучение этих далеких туманностей и разделение их на разные типы:
- Так, начиная с 1864 года, Уильям Хаггинс исследовал спектры около 70 туманностей, и обнаружил, что примерно треть из них имеет спектр излучения газа. Остальные демонстрировали непрерывный спектр, и поэтому считалось, что они состоят из массы звезд.
- В 1912 была открыты отражательные туманности, это была уже третья категория открытых газовых туманностей. Они были открыты Весто Слайфер, который показал, что спектр туманности, окружающей звезду Меропа , совпадает со спектром рассеянного скопления Плеяды. Таким образом, туманность излучает отраженный звездный свет.
- В 1923 году, по после Великих Дебатов, стало ясно, что многие «туманности» на самом деле являются галактиками, далекими от Млечного Пути.
- В Дальнейшем Слайфер и Эдвин Хаббл продолжали собирать спектры множества различных туманностей, и обнаружили ещё 29 из них с эмиссионным спектром и 33 с непрерывным спектром звездного света.
- В 1922 году Хаббл объявил, что почти все туманности связаны со звездами, и их освещение исходит от звездного света. Он также обнаружил, что туманности эмиссионного спектра почти всегда связаны со звездами, имеющими спектральную классификацию B или выше (включая все звезды главной последовательности O-типа ), в то время как туманности с непрерывным спектром появляются с более холодными звездами. И Хаббл, и Генри Норрис Рассел пришли к выводу, что туманности, окружающие более горячие звезды, каким-то образом трансформируются.
Происхождение(Википедия)[]
Существуют различные механизмы образования различных типов туманностей. Некоторые туманности образуются из газа, уже находящегося в межзвездной среде , а другие создаются звездами. Примерами первого случая являются гигантские молекулярные облака , самая холодная и плотная фаза межзвездного газа, которая может образовываться при охлаждении и конденсации более рассеянного газа. Примерами последнего случая являются планетарные туманности, образованные из вещества, сброшенного звездой на поздних стадиях ее звездной эволюции .
Области звездообразования представляют собой класс эмиссионных туманностей, связанных с гигантскими молекулярными облаками. Они формируются, когда молекулярное облако схлопывается под собственным весом, образуя звезды. В центре могут образовываться массивные звезды, а их ультрафиолетовое излучение ионизирует окружающий газ, делая его видимым в оптическом диапазоне . 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 потоков маломассивных звезд может разрушить облако, разрушив туманность через несколько миллионов лет.
Другие туманности образуются в результате взрывов сверхновых ; предсмертная агония массивных недолговечных звезд. Материалы, выброшенные в результате взрыва сверхновой, затем ионизируются энергией и компактным объектом, который производит его ядро. Одним из лучших примеров этого является Крабовидная туманность в созвездии Тельца . Событие сверхновой было зарегистрировано в 1054 году и обозначено как SN 1054 . Компактный объект, образовавшийся после взрыва, находится в центре Крабовидной туманности, а его ядро теперь представляет собой нейтронную звезду .
Еще другие туманности формируются как планетарные туманности . Это заключительный этап жизни маломассивной звезды, такой как земное Солнце. Звезды с массой до 8–10 масс Солнца эволюционируют в красных гигантов и медленно теряют свои внешние слои при пульсациях в их атмосферах. Когда звезда потеряла достаточное количество вещества, ее температура повышается, и испускаемое ею ультрафиолетовое излучение может ионизировать окружающую туманность, которую она отбросила. Солнце создаст планетарную туманность, а ее ядро останется в виде белого карлика .
Типы туманностей(Википедия)[]
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.
Классические типы(Википедия)[]
Объекты, названные 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 разделить на звезды, также классифицировались как туманности, но больше ими не являются.
- Области H II , большие диффузные туманности, содержащие ионизированный водород
- Планетарные туманности
- Остаток сверхновой (например, Крабовидная туманность)
- Темная туманность
Не все облачные структуры называются туманностями; Например, объекты Хербига-Аро .
Туманность Потока(Википедия)[]
Основная статья: Туманность с интегрированным потоком
Диффузные туманности(Википедия)[]
Большинство туманностей можно описать как диффузные туманности, что означает, что они протяженные и не имеют четко определенных границ. Диффузные туманности можно разделить на эмиссионные туманности , отражательные туманности и темные туманности . Туманности видимого света можно разделить на эмиссионные туманности, которые испускают излучение в спектральных линиях возбужденного или ионизированного газа (в основном ионизированного водорода ); их часто называют областями HII , где HII относится к ионизированному водороду), и отражательными туманностями, которые видны в основном благодаря отражаемому ими свету. Сами по себе отражательные туманности не излучают значительного количества видимого света, но находятся вблизи звезд и отражают их свет. Подобные туманности, не освещенные звездами, не излучают видимого излучения, но могут быть обнаружены как непрозрачные облака, блокирующие свет от светящихся объектов позади них; их называют темными туманностями . Хотя эти туманности имеют разную видимость в оптическом диапазоне, все они являются яркими источниками инфракрасного излучения, главным образом из пыли внутри туманностей.
Тёмные туманности(Википедия)[]
- Основная статья: Тёмная туманность
Тёмные туманности представляют собой плотные (обычно молекулярные) облака межзвёздного газа и межзвёздной пыли, непрозрачные 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.
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 движущиеся пылинки электрически заряжены.
Отражательные туманности(Википедия)[]
- Основная статья: Отражательная туманность
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.
Эмиссионные туманности(Википедия)[]
Эмиссионные туманности, или Туманности, ионизованные излучением, — участки межзвёздного газа, сильно ионизованного излучением звёзд или других источников ионизующего излучения. Самыми яркими и распространёнными, а также наиболее изученными представителями таких туманностей являются области ионизированного водорода (зоны H II). В зонах H II вещество практически полностью ионизовано и нагрето до температуры порядка 10 000 К ультрафиолетовым излучением находящихся внутри них звёзд. Внутри зон H II всё излучение звезды в лаймановском континууме перерабатывается в излучение в линиях субординатных серий, в соответствии с теоремой Росселанда. Поэтому в спектре диффузных туманностей очень яркие линии Бальмеровской серии, а также линия Лайман-альфа. Лишь разреженные зоны H II низкой плотности ионизованы излучением звёзд, в т. н. корональном газе.
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(Википедия)[]
- Основная статья: Планетарная туманность
Разновидностью эмиссионных туманностей являются планетарные туманности, образованные верхними истекающими слоями атмосфер звёзд; обычно это оболочка, сброшенная звездой-гигантом. Туманность расширяется и светится в оптическом диапазоне. Первые планетарные туманности были открыты У. Гершелем около 1783 года и названы так за их внешнее сходство с дисками планет. Однако далеко не все планетарные туманности имеют форму диска: многие имеют форму кольца или симметрично вытянуты вдоль некоторого направления (биполярные туманности). Внутри них заметна тонкая структура в виде струй, спиралей, мелких глобул. Скорость расширения планетарных туманностей — 20—40 км/с, диаметр — 0,01—0,1 пк, типичная масса — около 0,1 M⊙, время жизни — около 10 тыс. лет.
Планетарные туманности - это остатки последних стадий звездной эволюции для звезд средней массы (размером от 0,5 до ~ 8 масс Солнца). Эволюционировавшие асимптотические звезды-гиганты вытесняют свои внешние слои наружу из-за сильных звездных ветров, образуя таким образом газовые оболочки, оставляя после себя ядро звезды в виде белого карлика . Излучение горячего белого карлика возбуждает выбрасываемые газы, создавая эмиссионные туманности со спектрами, подобными спектрам эмиссионных туманностей, обнаруживаемых в областях звездообразования . Это области H II , потому что в основном водород ионизирован, но планеты более плотные и компактные, чем туманности, обнаруженные в областях звездообразования. Планетарные туманности получили свое название от первых астрономических наблюдателей, которые изначально не могли отличить их от планет и 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.
Туманности, созданные ударными волнами(Википедия)[]
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.
Протопланетная туманность(Википедия)[]
- Основная статья: Протопланетная туманность
Протопланетная туманность (PPN) представляет собой астрономический объект в короткоживущем эпизоде во время быстрой звездной эволюции звезды между фазой поздней асимптотической ветви гигантов (LAGB) и последующей фазой планетарной туманности (PN). Во время фазы AGB звезда теряет массу, испуская околозвездную оболочку газообразного водорода. Когда эта фаза подходит к концу, звезда переходит в фазу PPN.
PPN питается от центральной звезды, заставляя ее излучать сильное инфракрасное излучение и превращаться в отражательную туманность. Коллимированные звездные ветры от центральной формы звезды и шокируют оболочку, придавая аксиально-симметричную форму, создавая при этом быстро движущийся молекулярный ветер. Точная точка, 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.
Остатки сверхновых и новых звёзд(Википедия)[]
- Основная статья: Остаток сверхновой
Наиболее яркие туманности, созданные ударными волнами, вызваны взрывами сверхновых звёзд и называются остатками вспышек сверхновых звёзд. Они играют очень важную роль в формировании структуры межзвёздного газа. Наряду с описанными особенностями для них характерно нетепловое радиоизлучение со степенным спектром, вызванное релятивистскими электронами, ускоряемыми как в процессе взрыва сверхновой, так и позже пульсаром, обычно остающимся после взрыва. Туманности, связанные со взрывами новых звёзд, малы, слабы и недолговечны.
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 так сильно, что расширяется наружу от ядра, что приводит к взрыву звезды. Расширяющаяся газовая оболочка образует остаток сверхновой , особую диффузную туманность . Хотя большая часть оптического и рентгеновского излучения остатков сверхновых происходит из ионизированного газа, большое количество радиоизлучения представляет собой форму нетеплового излучения, называемого синхротронным излучением . Это излучение происходит от высокоскоростных электронов , колеблющихся в магнитных полях .
Туманности вокруг звёзд Вольфа — Райе(Википедия)[]
Другой тип туманностей, созданных ударными волнами связан со звёздным ветром от звёзд Вольфа — Райе. Эти звёзды характеризуются очень мощным звёздным ветром с потоком массы в год и скоростью истечения 1⋅103—3⋅103 км/с. Они создают туманности размером в несколько парсек с яркими волокнами на границе астросферы такой звёзды. В отличие от остатков вспышек сверхновых звёзд, радиоизлучение этих туманностей имеет тепловую природу. Время жизни таких туманностей ограничено продолжительностью пребывания звёзд в стадии звезды Вольфа — Райе и близко к 105 лет.
Туманности вокруг O-звёзд(Википедия)[]
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(Википедия)[]
Ударные волны меньших скоростей возникают в областях межзвёздной среды, в которых происходит звездообразование. Они приводят к нагреву газа до сотен и тысяч градусов, возбуждению молекулярных уровней, частичному разрушению молекул, нагреву пыли. Такие ударные волны видны в виде вытянутых туманностей светящихся преимущественно в инфракрасном диапазоне. Ряд таких туманностей обнаружен, например, в очаге звездообразования, связанном с туманностью Ориона.
Знаменитые туманности(Википедия)[]
- Муравьиная туманность
- Петля Барнарда
- Туманность Бумеранг
- Туманность Кошачий глаз
- Крабовидная туманность
- Туманность Орла
- Эскимосская туманность
- Туманность Киля
- Туманность Лисий Мех
- Туманность Хеликс
- Туманность Конская Голова
- Выгравированная туманность «Песочные часы»
- Туманность Лагуна
- Туманность Ориона
- Туманность Пеликан
- Туманность Красный Квадрат
- Кольцевая туманность
- Туманность Розетка
- Туманность Тарантул
Каталоги(Википедия)[]
- Туманности NGC
- Каталог Барнарда
- Каталог LDN
- Каталог LBN
- Каталог Gum
- Каталог RCW
- Каталог Sharpless
- Каталог Мессье
- Каталог Колдуэлл
- Каталог планетарных туманностей Абеля
Смотрите также(Википедия)[]
- HI регион
- Н II регион
- Список крупнейших туманностей
- Список диффузных туманностей
- Списки туманностей
- Молекулярное облако
- Магеллановы облака
- объект Мессье
- Небулярная гипотеза
- Комплекс молекулярного облака Орион
- Хронология знаний о межзвездной и межгалактической среде