Nebula

Maglina Orion . Umjetnost ESO

Maglina je dio međuzvjezdanog medija koji se ističe zračenjem ili apsorpcijom radijacije na opštoj pozadini neba. Ranije se svaki produženi nepomičan objekat na nebu nazivao maglinama. Tokom 1920-ih postalo je jasno da među maglinama ima mnogo galaksija (na primjer, maglina Andromeda ). Nakon toga, termin "maglica" počeo je da se shvata uže, u gore naznačenom smislu. ^[jedan]

Magline se sastoje od prašine , gasa i plazme .

Istorijska pozadina

U početku su se maglinama u astronomiji nazivali bilo koji stacionarni prošireni (difuzni) svjetleći astronomski objekti , uključujući zvjezdana jata ili galaksije izvan Mliječnog puta , koji se nisu mogli razdvojiti u zvijezde .

Neki primjeri ove upotrebe preživjeli su do danas. Na primjer, galaksija Andromeda se često naziva Andromedina maglina.

Tako je Charles Messier , koji je intenzivno tragao za kometama , 1787. sastavio katalog stacionarnih difuznih objekata sličnih kometama. Messierov katalog uključuje i magline i druge objekte - galaksije (na primjer, gore spomenutu Andromedinu galaksiju - M 31 ) i globularna zvjezdana jata ( M 13 - Herkulovo jato).

Sa razvojem astronomije i moći razlučivanja teleskopa , koncept "magline" je postajao sve rafiniraniji: neke od "maglina" su identificirane kao zvjezdana jata, otkrivene su tamne (upijajuće) magline plina i prašine i, konačno, 1920-ih, prvo Lundmark , a potom i Hubble , uspjeli su razlučiti periferne regije brojnih galaksija u zvijezde i na taj način uspostaviti njihovu prirodu. Od tada se termin "maglina" koristi u gore navedenom smislu.

Vrste maglina

Primarna karakteristika koja se koristi u klasifikaciji maglina je apsorpcija , odnosno zračenje iliraspršivanje svjetlosti njima, odnosno prema ovom kriteriju magline se dijele na tamne i svijetle. Prvi se opažaju zbog apsorpcije zračenja iz izvora koji se nalaze iza njih, a drugi zbog vlastitog zračenja ili refleksije (raspršenja) svjetlosti od obližnjih zvijezda. Priroda emisije svjetlosnih maglina, izvora energije koji pobuđuju njihovu emisiju, zavise od njihovog porijekla i mogu imati raznoliku prirodu; nije neuobičajeno da nekoliko mehanizama zračenja radi u jednoj maglini.

Podjela maglina na plinovite i prašnjave je uglavnom proizvoljna: sve magline sadrže i prašinu i plin. Ova podjela je povijesno posljedica različitih metoda posmatranja i mehanizama zračenja: prisustvo prašine se najjasnije uočava kada tamne magline apsorbiraju zračenje iz izvora koji se nalaze iza njih i tokom refleksije ili raspršenja, ili ponovnog zračenja zračenja sadržanog u maglini prašinom iz obližnje zvijezde ili u samoj maglini; Intrinzična emisija gasovite komponente magline se opaža kada je ionizirana ultraljubičastim zračenjem iz vruće zvijezde smještene u maglini ( H II emisione regije ioniziranog vodonika oko zvjezdanih asocijacija ili planetarnih maglina) ili kada se međuzvjezdani medij zagrijava udarni val zbog eksplozije supernove ili efekta snažnog zvjezdanog vjetra Wolf-Rayetovih zvijezda ...

Tamne magline

Maglina konjska glava . Snimak teleskopa Hubble

Tamne magline su gusti (obično molekularni) oblaci međuzvjezdanog plina i međuzvjezdane prašine , neprozirni zbog međuzvjezdane apsorpcije svjetlosti prašinom. Obično se vide na pozadini svjetlosnih maglina. Rjeđe, tamne magline su vidljive direktno na pozadini Mliječnog puta . Takve su maglina Vreća sa ugljenom i mnoge manje zvane džinovske globule .

Međuzvjezdana apsorpcija svjetlosti A _v u tamnim maglinama varira u velikoj mjeri, od 1-10 ^m do 10-100 ^m u najgušćim. Struktura maglina sa velikim A _v može se proučavati samo metodama radio astronomije i submilimetarske astronomije , uglavnom posmatranjem molekularnih radio linija i infracrvenog zračenja prašine. Često se unutar tamnih maglina nalazi pojedinačna zbijenost sa A _v do 10.000 ^m , u kojoj se prividno formiraju zvijezde .

U onim dijelovima magline koji su polutransparentni u optičkom opsegu, filamentna struktura je jasno vidljiva. Vlakna i generalno izduživanje maglina povezani su sa prisustvom magnetnih polja u njima, koja ometaju kretanje materije preko linija sile i dovode do razvoja niza tipova magnetohidrodinamičkih nestabilnosti. Komponenta prašine magline materije povezana je s magnetnim poljima zbog činjenice da su čestice prašine koje se kreću električno nabijene.

Refleksne magline

Reflektirajuće magline su oblaci plina i prašine osvijetljeni zvijezdama . Ako se zvijezda (zvijezde) nalazi u ili blizu međuzvjezdanog oblaka, ali nije dovoljno vruća (vruća) da oko sebe jonizuje značajnu količinu međuzvjezdanog vodonika , tada je glavni izvor optičkog zračenja magline svjetlost zvijezda raspršena međuzvjezdane prašine . Primjer takvih maglina su magline oko sjajnih zvijezda u jatu Plejade .

Većina refleksijskih maglina nalazi se blizu ravni Mliječnog puta . U nekim slučajevima, refleksijske magline se uočavaju na visokim galaktičkim širinama . To su oblaci plina i prašine (često molekularni) različitih veličina, oblika, gustoće i masa, osvijetljeni kumulativnim zračenjem zvijezda na disku Mliječnog puta. Teško ih je proučavati zbog njihove vrlo niske površinske svjetline (obično mnogo slabije od pozadine neba). Ponekad, projektovani na slike galaksija , dovode do pojave na fotografijama galaksija detalja koji ne postoje u stvarnosti - repova, šipki itd.

Neke refleksijske magline su komete i nazivaju se kometnim. U "glavi" takve magline obično se nalazi promjenljiva zvijezda T Bika koja obasjava maglinu. Takve magline često imaju promjenjiv sjaj, prateći (sa kašnjenjem u vremenu širenja svjetlosti) varijabilnost zračenja zvijezda koje ih obasjavaju. Veličine kometnih maglina su obično male - stotinke parseka .

Rijetka vrsta refleksijske magline je takozvani svjetlosni eho uočen nakon izbijanja nove zvijezde 1901. godine u sazviježđu Perzej . Sjajni bljesak nove zvijezde obasjao je prašinu, a nekoliko godina je uočena slaba maglina koja se širila u svim smjerovima brzinom svjetlosti. Osim svjetlosnog eha, nakon izbijanja novih zvijezda nastaju i gasne magline, slične ostacima supernova .

Mnoge refleksijske magline imaju fino filamentarnu strukturu - sistem skoro paralelnih niti debljine nekoliko stotinki ili hiljaditih delova parseka . Porijeklo filamenta je povezano sa flutom ili permutacijskom nestabilnošću u magli koju prodire magnetno polje . Vlakna plina i prašine guraju linije sile magnetskog polja i prodiru između njih, formirajući tanke niti.

Proučavanje distribucije sjaja i polarizacije svjetlosti po površini refleksijskih maglina, kao i mjerenje ovisnosti ovih parametara o talasnoj dužini, omogućavaju utvrđivanje takvih svojstava međuzvjezdane prašine kao što su albedo , indikator raspršenja , veličina, oblik i orijentacija zrna prašine.

Magline ionizirane zračenjem

Region formiranja divovskih zvijezda NGC 604

Magline ionizirane radijacijom su mrlje međuzvjezdanog plina visoko ionizirane zračenjem zvijezda ili drugih izvora jonizujućeg zračenja. Najsjajniji i najrasprostranjeniji, kao i najistraženiji predstavnici ovakvih maglina su oblasti jonizovanog vodonika ( H II zone ). U zonama H II materija je skoro potpuno jonizovana i zagrejana na temperaturu od oko 10.000 K ultraljubičastim zračenjem zvezda unutar njih. Unutar zona H II , svo zračenje zvijezde u Lymanovom kontinuumu se pretvara u zračenje u linijama podređenih serija , u skladu sa Rosselandovom teoremom . Stoga se u spektru difuznih maglina nalaze vrlo svijetle linije Balmerove serije , kao i Lyman-alfa linija. Samo razrijeđene zone niske gustine H II jonizuju se zračenjem zvijezda, tzv. koronalni gas .

Magline ionizirane zračenjem uključuju i takozvane zone joniziranog ugljika (zone C II ), u kojima je ugljik skoro potpuno joniziran svjetlošću centralnih zvijezda. C II zone se obično nalaze oko zona H II u oblastima neutralnog vodonika ( HI ) i manifestuju se u rekombinacionim radio linijama ugljenika, analogno rekombinacionim radio linijama vodonika i helijuma . C II zone se takođe primećuju u C II infracrvenoj liniji ( λ = 156 µm ). C II zone karakteriše niska temperatura od 30–100 K i nizak stepen jonizacije medija u celini: _Ne / N < ^10–3 , gde su _Ne i N koncentracije elektrona i atoma. C II zone nastaju zbog činjenice da je jonizacioni potencijal ugljenika ( 11,8 eV ) manji od vodonika ( 13,6 eV ). Zračenje zvijezda sa energijama fotona od 11,8 eV do 13,6 eV ( λ = 1108 ... 912 Å ) ide izvan H II zone u HI regiju, komprimirano jonizacijskim frontom zone H II , i tamo jonizuje ugljik. Zone C II takođe nastaju oko zvezda spektralnih tipova B1 – B5 koje se nalaze u gustim oblastima međuzvezdanog medija. Takve zvijezde su praktički nesposobne da joniziraju vodonik i ne stvaraju primjetne zone H II .

Magline ionizirane zračenjem također nastaju oko moćnih izvora X zraka u Mliječnom putu iu drugim galaksijama (uključujući aktivne galaktičke jezgre i kvazare ). Često se odlikuju višim temperaturama nego u zonama H II i višim stepenom jonizacije teških elemenata.

Planetarne magline

Planetarna maglina Mačje oko

Planetarna maglina pješčani sat nalazi se na udaljenosti od 8000 sv. godine

Raznovrsne emisione magline su planetarne magline koje su formirane od gornjih slojeva atmosfere koje ističu zvijezde ; obično je to školjka koju je prolila džinovska zvijezda. Maglina se širi i svijetli u optičkom rasponu. Prve planetarne magline otkrio je W. Herschel oko 1783. godine i nazvane su tako zbog površne sličnosti sa planetarnim diskovima. Međutim, nisu sve planetarne magline u obliku diska: mnoge su u obliku prstena ili simetrično izdužene duž određenog smjera (bipolarne magline). Unutar njih je uočljiva fina struktura u obliku mlaza, spirala i malih globula. Stopa širenja planetarnih maglina je 20-40 km / s, promjer je 0.01-0.1 PC , tipična je masa oko 0,1 M _⊙ , životni vijek je oko 10 hiljada godina.

Udarne magline

Raznolikost i brojni izvori nadzvučnog kretanja materije u međuzvjezdanom mediju dovode do velikog broja i raznolikosti maglina koje stvaraju udarni valovi . Obično su takve magline kratkog vijeka, jer nestaju nakon što se iscrpi kinetička energija pokretnog plina.

Glavni izvori jakih udarnih talasa u međuzvjezdanom mediju su eksplozije zvijezda - ispuštaju školjke prilikom praska supernovih i novih zvijezda i zvjezdani vjetar (kao rezultat posljednjeg formiranog tn.. mjehurića zvjezdanog vjetra ). U svim ovim slučajevima postoji tačkasti izvor izbacivanja materije (zvijezda). Ovako stvorene magline imaju oblik omotača koji se širi, oblika blizu sfernog.

Izbačena materija ima brzine reda stotina i hiljada km/s, tako da temperatura gasa iza fronta udara može doseći mnogo miliona, pa čak i milijardi stepeni.

Gas zagrijan na temperaturu od nekoliko miliona stepeni emituje uglavnom u rendgenskom području, kako u kontinuiranom spektru tako i u spektralnim linijama. U optičkim spektralnim linijama svijetli vrlo slabo. Kada udarni val naiđe na nehomogenosti u međuzvjezdanom mediju, on se savija oko pečata. Sporiji udarni talas širi se unutar zaptivki, uzrokujući zračenje u spektralnim linijama optičkog opsega. Rezultat su živa vlakna koja su jasno vidljiva na fotografijama. Glavni front udarca, komprimirajući gomilu međuzvjezdanog plina, pokreće ga u smjeru njegovog širenja, ali manjom brzinom od brzine udarnog vala.

Ostaci supernove i nove

Rakova maglina - ostatak supernove (1054)

Najsjajnije magline nastale udarnim valovima uzrokovane su eksplozijama supernove i nazivaju se ostacima supernove. Oni igraju vrlo važnu ulogu u formiranju strukture međuzvjezdanog plina. Zajedno sa opisanim karakteristikama, karakteriše ih netermalna radio emisija sa spektrom stepena, uzrokovana relativističkim elektronima ubrzanim tokom eksplozije supernove i kasnije pulsarom koji obično ostaje nakon eksplozije. Magline povezane s eksplozijama novih zvijezda su male, slabe i kratkog vijeka.

Magline oko Wolf-Rayetovih zvijezda

"Thorova kaciga" - maglina oko Wolf-Rayetove zvijezde

Druga vrsta magline koju stvaraju udarni talasi povezana je sa zvjezdanim vjetrom od Wolf-Rayetovih zvijezda . Ove zvijezde karakterizira veoma snažan zvjezdani vjetar sa protokom mase. ${\displaystyle <span\; class="mwe-math-element"><span\; class="mwe-math-mathml-inline\; mwe-math-mathml-a11y"\; style="display:\; none;">\approx </span></span>{\mathrm{<span\; class="mwe-math-element"><span\; class="mwe-math-mathml-inline\; mwe-math-mathml-a11y"\; style="display:\; none;">10</span></span>}}^{<span\; class="mwe-math-element"><span\; class="mwe-math-mathml-inline\; mwe-math-mathml-a11y"\; style="display:\; none;">-</span></span>\mathrm{<span\; class="mwe-math-element"><span\; class="mwe-math-mathml-inline\; mwe-math-mathml-a11y"\; style="display:\; none;">5</span></span>}}{\mathrm{<span\; class="mwe-math-element"><span\; class="mwe-math-mathml-inline\; mwe-math-mathml-a11y"\; style="display:\; none;">M</span></span>}}_{<span\; class="mwe-math-element"><span\; class="mwe-math-mathml-inline\; mwe-math-mathml-a11y"\; style="display:\; none;">\odot </span></span>}}${\ displaystyle \ približno 10 ^ {- 5} M _ {\ odot}} godišnje i protokom od 1⋅10 ³ -3⋅10 ³ km/s. Oni stvaraju magline veličine nekoliko parseka sa svijetlim nitima na rubu astrosfere takve zvijezde . Za razliku od ostataka supernove, radio emisija iz ovih maglina je termalne prirode. Životni vijek takvih maglina ograničen je trajanjem boravka zvijezda u Wolf-Rayet-ovom zvjezdanom stadijumu i iznosi blizu 10 ⁵ godina.

Magline oko O-zvijezda

Po svojstvima su slične maglinama oko Wolf-Rayetovih zvijezda , ali se formiraju oko najsjajnijih vrućih zvijezda spektralne klase O-Of, koje imaju jak zvjezdani vjetar . Razlikuju se od maglina povezanih sa Wolf-Rayetovim zvijezdama po manjem sjaju, većoj veličini i, po svemu sudeći, dužem životnom vijeku.

Magline u područjima formiranja zvijezda

Maglina IC 2944

Udarni talasi manjih brzina nastaju u oblastima međuzvjezdanog medija u kojima dolazi do formiranja zvijezda. Dovode do zagrevanja gasa do stotina i hiljada stepeni, pobuđivanja molekularnih nivoa, delimičnog uništenja molekula, zagrevanja prašine. Takvi udarni talasi su vidljivi u obliku izduženih maglina koje sijaju uglavnom u infracrvenom opsegu. Brojne takve magline pronađene su, na primjer, u centru za stvaranje zvijezda povezanom s Orionovom maglinom.

Bilješke (uredi)

Литература

• Туманности // Энциклопедический словарь Брокгауза и Ефрона : в 86 т. (82 т. и 4 доп.). — СПб. , 1890—1907.
• Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, 1984
• Сурдин В. Г ., Ламзин С. А . Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды М.: Наука, 1992.
• Howell, Elizabeth . In Reality, Nebulae Offer No Place for Spaceships to Hide , Universe Today (22 февраля 2013).
• Harrison, TG The Orion Nebula – where in History is it (англ.) // Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society (англ.) русск. . — 1984. — March ( vol. 25 , no. 1 ). — P. 70—73 . — Bibcode : 1984QJRAS..25...65H .