Nebula

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

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

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


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

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

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. 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

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)
- ↑ Nebulae // Space Physics: Little Encyclopedia / Ed. R. A. Syunyaeva . - 2. izd. - M .: Sovjetska enciklopedija, 1986. - P. 661. - 783 str. - ISBN 524 (03). (preuzeto 27. septembra 2011.)
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 . — 1984. — March ( vol. 25 , no. 1 ). — P. 70—73 . — .