Skip to main content

Galactic Nebula

nebo zářící temné mraky mezihvězdného plynu a prachu (viz mezihvězdné médium.) rozlišují difuzní TG, planetární TG, zbytky supernov (viz supernov.) a T. Vlk kolem -. Rayet hvězdy (viz Wolfa -. Rayetova hvězdy) . Difúzní mlhoviny Difúzní TG jsou lehké nebo tmavé formace nepravidelného tvaru s úhlovými rozměry od několika . Z minut až několik stupňů se dělí na emise, emisní spektra, které sestávají v podstatě z emisních čar, reflexní, která má spojité spektrum s slabých absorpčních čar a tmavý - hustý žádnou zářící plynné oblak prachu absorbující záření světelného pozadí oblohy všechny tři typy. Jsou tvořeny v komplexech plynů-prachu, v závislosti na přítomnosti vzrušujících hvězd a jejich spektrální třídy. Někdy se jedna část komplexu projevuje jako emise T., druhá jako reflexní, třetí jako tmavá. Často je jasná emise T. g obklopena slabší oblastí emisí plynu (viz obr. 1 ). Emise T. g. Jsou oblasti HII (ionizovaný vodík). Zdrojem energie emisní spektrální třídy hvězdy jsou G (viz. Spektrální klasifikace hvězd), který má povrchovou teplotu 25,000-50,000 K a hmotnost asi 10 M10 sluneční masy).Ultrafialové záření hvězdy ionizuje a excituje vodíku v určité vzdálenosti od několika nc až desítek nc v závislosti na hustotě mezihvězdného plynu. Rekombinace záření H a On, elektronový vliv excitace atomů O, S, N určila optická emisní spektrum T .: spektrum pozorováno jasné linie Balmer, zakázané čáry [OII], [OIII], [NII], [SII] a atd., slabé kontinuální spektrum. V tomto typu rádiového mlhoviny vyzařují tepelnou spojité spektrum rekombinace čáry H a ne vyplývají z přechodu mezi velmi vysoké energetické hladiny linie OH, H 2 O et al., Způsoby zkoumání fyzikálních podmínek v vytvořil difúzní mlhoviny H. Tsanstra (Nizozemsko), L. Spitzer (USA), B. Strømgren (Švédsko), M. Seaton (Velká Británie), V. I. Pronik (SSSR). Struktura a hmoty mlhovin byly vyšetřovány sovětskými astronomy GA Shain a VF Gaza. Teplota emisí TG je asi 8000 K. Mírný pokles teploty se vzdáleností od středu buzení k okraji. Hustota atomy plynu v 10-1000 cm 3 (10 -23 -10 -21 g / cm -3 ) , hustota (hmotnostní) prachu je v průměru 100krát menší. Prach a plyn jsou smíchány, ale jsou pozorovány fluktuace hustoty. Hmotnosti jednotlivých mlhoviny - od 1 m do několika desítek M. difuzní mlhoviny, mají sklon tvořit velké komplexy, které obsahují několik objektů různých typů a různých jasu; hmotnost velké komplexy dosáhnout stovky a tisíce M. T. Hranice mezi emisí (HII oblasti) a okolním plynu (vodík neutrální oblast HI) - ostrý, tloušťka přechodová vrstva - o 0, 05 nc . Oblast H II expanduje pod tlakem horkého plynu, ostrá hranice - ionizační fronta - se šíří kolem okolního studeného plynu.Místní těsnění mezihvězdného plynu jsou ohnuty a "zvlněné" v přední části. Tak se vytvářejí lehké a tmavé maloplošné struktury v emisích TG: kuličky, ráfky, protáhlé svazky ("slonové kmeny"), komárové mlhoviny. Reflexní TG jsou výsledkem odrazu světla jasných hvězd spektrálních tříd B5-B9 hustými oblaky plynově prachu (viz obr. 2 ). Záře reflexní T. g. Na spektru je podobné světlu hvězd, které je osvětlují. Reflexní T. g je menší a slabší v jasu, než emisní; jejich svítivost je desetkrát menší než svítivost hvězdy. Pokud je reflexní TG osvětlena hvězdou spektrální třídy BI, emisní čáry záře plynného plynu samotné mlhoviny jsou překryty na odraženém spektru hvězdy. Dark TG jsou husté oblaky plynů a prachu, u kterých nejsou žádné vzrušující nebo osvětlující hvězdy. Jsou viditelné na pozadí Mléčné dráhy nebo jiné, jasné mlhoviny jako tmavé útvary. Nejhustší tmavé T. g. Jsou nazývány "uhlíkové pytle". Fyzikální podmínky a kinematika mlhoviny tento typ vyšetřit pozorování mezihvězdnými absorpčních čar zavolej atomy, Nal, Cai, KI, TiII, FeII a molekuly CN, CH, Chii a další. 50-70-tých let. 20 centů T. tmavý HI byla zkoumána pozorováním rádiovou linku 21 cm a rádiové spoje OH, NH 3 , CO, CH 3 , OH, HCN a další. HI teplota v oblastech, o 50 k, v nejvíce hustých plynu prachu komplexů 5-10 k, průměrná hustota asi 10 2 - 10 4 molekul v cm 3 . Spojení difuzního T. g. S hvězdami podle teoretických studií má genetický charakter: v hustých komplexech plynů a prachů dochází ke kondenzaci hvězd z difúzního média.Velké komplexy (s hmotnostní 10 3 - 10 4 M⊙, teplotě od asi 50 K až po desítky rozměrů nc ) se stlačuje v důsledku gravitační nestability. Zvlněný na dostatečnou hustotu, komplex je rozdělen do samostatně stlačitelné části tvořící kondenzační protohvězd (viz. Protohvězd). Část gravitační energie se vynakládá na zahřívání protostaru; Po zahájení jaderných reakcí protostar stává běžnou hvězdu, ionizuje a osvětluje ostatků nekondenzovaný plyn a prach, které tvoří difúzní mlhoviny. V sedmdesátých letech. 20 centů Získá nějaké observační potvrzení tohoto hlediska: zjištěné studené husté molekulární mraky (teplotu asi 5 K, a průměrnou hustotu molekulárního vodíku 10 4 molekuly v cm 3 dosáhne 10 7 molekuly v cm 3 ); nalezeno zdroje kompaktní Maser (OH a H 2 O) záření, asi 1 - 10 AU o hustotě 10 6 -10 7 molekuly v viz 3 , pohybující se vůči sobě navzájem rychlostí několika km / s . Podle hypotézy sovětského astronoma IS Shklovskii, ve středu těchto subjektů jsou superhusté protohvězdy, infračervené záření, který se provádí v části „čerpací“ masery. Planetární mlhoviny. Planetové Cabal - tato emisní mlhovina, ve tvaru disku nebo kruhu malé úhlové velikosti (od několika sekund až po několik minut oblouku). U Obr. 3-4 - dvě nejznámější planetární Cabal - NGC6720 a NGC6853 (mlhovina určený adresář zkrácený název a číslo, pod kterým jsou zaznamenány v katalogu), v centru planetární Cabal je jádro - hvězda, která vyrábí mlhovinu a vzrušující její záře.Spectra jádra týkající buď hvězdy Vlk - Rayetova s ​​širokými emisních čar, a to buď na počátku O Hvězdičky označují teplota dosáhne 50000 - .. 100.000 K. silný ultrafialového záření je zdrojem horkého jádra ionizační energie a excitaci atomů v mlhovin. Nejjasnější čáry v emisním spektru planetárního TG jsou nebulační linie [OIII]. Kromě toho je rekombinace záření z H, He, a tlumiče linky excitaci [OII], [NII], [NeIII], [NeIV] [Nev], [SII], [SIII], [AIII] et al., Prvky. Výsledky pozorování planetárního T. sloužil jako materiál pro vývoj klasických astrofyzikální metod pro stanovení teploty, hustoty a chemického složení mlhoviny, stanovení teploty jader (A. Bowen, L. Aller, J. Menzel ve Spojených státech, M. Seaton ve Spojeném království). Teplota planetového T. 10000-20000 K, hustota - několik tisíc atomy v viz 3 (v jasném kompaktní mlhoviny - .. desítky tisíc atomů v Viz 3 >) je pozorován vysoký stupeň ionizace prvků (vyšší než u difuzního TS). Stupeň ionizace spadá od středu mlhoviny k okraji. Planetární T., v důsledku tlaku expanzi horkého plynu, expanzní rychlost je 10-40 km / s , a zvýší na periferii. Jak se expanze zvyšuje, jas povrchu mlhoviny klesá; To je základ pro metodu odhadu vzdálenosti k planetárním TG a jejich lineární velikosti. Rozměry planetových TG dosahují 0, 1-1 nc ; hmotnost plynu ve střední mlhovině je asi 0, 1 M obři). V pozdější fázi vývoje, červený obr skládek vnější vrstvy, které tvoří pomalu rozšiřující skořápku. „Odkryté“ horké vnitřní část hvězdy je stlačena a stane se malým husté horké jádro planetární T.Po desítky a stovky tisíc let se jádro postupně ochlazuje a stává se obyčejným bílým trpaslíkem a planetární T. g je rozptýleno mezihvězdným prostředím. Statistika a distribuce planetárních TG, červených gigantů a bílých trpaslíků ve vesmíru v podstatě potvrzují dané myšlenky o vývoji planetárních T. g.

Zbytky výbuchů supernovy. Hmloviny tohoto typu jsou jemné vláknové emisní mlhoviny, obvykle symetrické, vzniklé v důsledku výbuchu supernovy. Při výbuchu supernovy značná část hmoty hvězdy, asi 1 M, je vysunuta rychlostí přibližně 10 000 km / s . Výsledná sféricky symetrická rázová vlna se šíří mezihvězdným plynem. Několik set let na místě ohniska existují takzvané malé zbytky vypuknutí - jednotlivé „kousky“ katapultoval materiálu (např Cassiopeia A) nebo vláknité mlhoviny (Krabí mlhovina). Spektrální pozorování ukázaly, že mladé mlhoviny - zbytky supernovae - se rozšiřují rychlostí několika tisíc km / s . Kolísání hustoty mezihvězdného plynu se pak ohýbá a je stlačeno nárazovou vlnou, čímž se vytváří tzv. Stacionární kondenzace v mladých pozůstatcích. Šoková vlna postupně zpomaluje, zametá a zametá mezihvězdný plyn. V určitém stadiu se vytvoří intenzivně zářící skořápka (část kinetické energie záblesku je vynaložena na vytápění, ionizaci a buzení plynu). Přes tisíce let poté, co pozorovaných vypuknutí „staré“ zbytky supernov (např, IC 443, ve struktuře Cygnus Loop) a jemných vláken sféricky symetrické emisní mlhovina jasu nízký povrch.U Obr. 5-6 jsou dvě nejslavnější mlhoviny tohoto typu. Rychlost rozšíření druhů dosahuje 20-100 km / s . Nejvýraznější čáry na zbytcích optického spektra supernov H α , [NII], [SII], [OII], [OIII], H β . Na rozdíl od jiných typů TG, ve zbytcích explozích supernov jsou také pozorovány „koronální“ linie vysoce ionizovaných prvků, jako FEX a FeXIV ve smyčce v souhvězdí Labutě a mlhoviny v souhvězdí Vela. Jemná vláknina mlhoviny - Zbytky supernovy - jsou silné zdroje synchrotron rádiového záření (synchrotronové mechanismu rádiové emise v astronomii byl poprvé použit k vysvětlení záření Krabí mlhoviny). Při vývoji rentgenové astronomie jsou většina optických mlhovin tohoto typu identifikována s rozšířenými zdroji měkkého rentgenového záření s tepelným spektrem. V některých pozůstatcích supernovských hvězd se nacházejí pulsary, které jsou hvězdnými zbytky světla. Komplexní pozorování mlhovin v optických rozhlasových a rentgenových rozvodech vedly k následujícím představám o jejich povaze. Vnitřní část zbytek é - horké plazmy o nízké hustotě asi 0, 1, částice v cm 3 a při teplotě 10 7 -10 6 K. Optická mlhovina jsou tenké vrstvě na přední straně rázové vlny o vysoké hustotě - 10 3 cm 3 a ochladí se na teplotu asi 10 4 K. Při vzniku rázové vlny procházejí fluktuacemi mezihvězdné hustoty plynu tenké vlákna. optický mlhovina hmotnost dána hmotností mezihvězdného plynu „zdvihového“ a ionizovaného rázovou vlnou, a dosahuje několik m za vnějším okrajem optické mlhoviny je hustý, studený skořápka neutrální plyn dostává několik desítek M.Lineární velikost mlhoviny s jemnými vlákny dosahuje 20-40 nc , stáří je desítky a stovky tisíc let. Rychlost expanze mlhoviny klesá s věkem; poté, co rychlost expanze klesne na průměrnou rychlost mezihvězdných plynových mračen - asi 10 km / s , - mlhovina je rozptýlena mezihvězdným médiem. Hmloviny okolo Wolf-Rayetových hvězd jsou v polovině 60. let rozděleny do nezávislého typu mlhovin. 20 centů a představují mlhovou kruhovou emisi obklopující hvězdy Wolf-Rayet. K hvězdám Wolf-Rayet typu WN5, WN6, WN8 je spojeno 9 jemných vláken. Nejjasnější z nich je NGC 6888 kolem hvězdy HD 192163 (viz obrázek 7 ). Tvorba mlhovin tohoto typu je výsledkem interakce hvězdného větru s mezihvězdným plynem. Hvězdy Wolf-Rayet vydávají přibližně 10 -4 -10 -5 M ročně rychlostí 1000 km / s . V tomto případě vzniká rázová vlna, která se šíří podél okolního plynu. V určité fázi je zdůrazněna podstatná část kinetické energie vysunuté látky; v této době je pozorována mlhovina. Hlavní linie optického spektra mlhoviny jsou Balmerovy řady H, [OII], [OIII], [NII], [SII]. Hmloviny tohoto druhu jsou spojovány s rozšířenými rádiovými zdroji s tepelným spektrem. Kruhové mlhoviny jsou obvykle pozorovány na pozadí difuzní mlhoviny - obvyklé zóny HII kolem hvězdy Wolf-Rayet. Rozšíření kruhových mlhovin o rychlosti 50-100 km / s bylo zjištěno. Genetické spojení mezi hvězdami a mlhovinami velmi určuje cyklus hmoty ve vesmíru. Hvězdy jsou tvořeny kondenzací z hustých oblaků mezihvězdného plynu.Na druhou stranu hvězdy v procesu vývoje hodí část hmoty do vesmíru (hvězdný vítr, skořápky, výbuchy supernov) obohacené těžkými prvky v důsledku jaderných reakcí. Lit. : Vorontsov-Velyaminov BA, plynové mlhoviny a nové hvězdy, M.-L. , 1948; Pikelner S.B., Physics of the Intermediary Medium, M., 1959; Kaplan SA, Pikelner SB, mezihvězdné médium, Moskva, 1963; Shklovsky IS, Stars: jejich narození, život a smrt, M., 1975; Adler L., Liller U., Planetární mlhoviny, trans. s angličtinou. , M., 1971. T. A. Lozinskaya. Hmlovina NGC 6888 kolem hvězdy Wolf-Rayye (obraz je negativní). Hmlovina jemných vláken - pozůstatek supernovy: Simeiz 147 (negativní obraz). Hmlovina jemných vláken - pozůstatek supernovy: Loop v Cygnus (negativní obraz).

Planetární mlhovina NGC 6853.

Planetární mlhovina NGC 6720.

Reflexní mlhoviny v Plejádách.

Komplex plynu a prachu M 16.

Velká sovětská encyklopedie. - M .: Sovětská encyklopedie. 1969-1978.