Mgławica

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
Mgławica Oriona . Ilustracja autorstwa ESO

Mgławica jest częścią ośrodka międzygwiazdowego wyróżniającą się promieniowaniem lub absorpcją promieniowania na tle nieba. Wcześniej mgławice nazywano dowolnym rozciągniętym obiektem nieruchomym na niebie. W latach dwudziestych stało się jasne, że wśród mgławic jest wiele galaktyk (na przykład Mgławica Andromeda ). Od tego czasu termin „mgławica” zaczął być rozumiany węższe, w sensie wskazanym powyżej. [1]

Mgławice składają się z pyłu , gazu i plazmy .

Tło historyczne

Początkowo mgławice w astronomii nazywano dowolnymi stacjonarnymi rozciągniętymi (rozproszonymi) świecącymi obiektami astronomicznymi , w tym gromadami gwiazd lub galaktykami poza Drogą Mleczną , których nie można było rozdzielić na gwiazdy .

Niektóre przykłady tego zastosowania zachowały się do dziś. Na przykład galaktyka Andromedy jest często określana jako Mgławica Andromedy.

I tak Charles Messier , który intensywnie poszukiwał komet , opracował w 1787 roku katalog stacjonarnych obiektów rozproszonych podobnych do komet. Katalog Messiera obejmuje zarówno mgławice, jak i inne obiekty - galaktyki (np. wspomniana wyżej galaktyka Andromedy - M 31 ) oraz gromady kuliste gwiazd ( M 13 - gromada w Herkulesie ).

Wraz z rozwojem astronomii i rozdzielczością teleskopów pojęcie „mgławicy” stawało się coraz bardziej wyrafinowane: niektóre z „mgławic” zidentyfikowano jako gromady gwiazd, odkryto ciemne (pochłaniające) mgławice gazowe i pyłowe, a wreszcie w lata dwudzieste, najpierw Lundmark , a następnie Hubble , zdołały rozdzielić peryferyjne regiony wielu galaktyk na gwiazdy i tym samym ustalić ich naturę. Od tego czasu termin „mgławica” jest używany w powyższym znaczeniu.

Rodzaje mgławic

Podstawową cechą stosowaną w klasyfikacji mgławic jest pochłanianie , czyli promieniowanie lub rozpraszanie przez nie światła , czyli według tego kryterium mgławice dzieli się na ciemną i jasną. Te pierwsze obserwuje się z powodu pochłaniania promieniowania ze źródeł znajdujących się za nimi, drugie z powodu własnego promieniowania lub odbijania (rozpraszania) światła od pobliskich gwiazd. Charakter emisji mgławic świetlnych, źródeł energii wzbudzających ich emisję, zależy od ich pochodzenia i może mieć różnorodny charakter; Nierzadko w jednej mgławicy działa kilka mechanizmów promieniowania.

Podział mgławic na gazowe i pyłowe jest w dużej mierze arbitralny: wszystkie mgławice zawierają zarówno pył, jak i gaz. Podział ten historycznie wynika z różnych metod obserwacji i mechanizmów promieniowania: obecność pyłu jest najwyraźniej obserwowana, gdy ciemne mgławice pochłaniają promieniowanie ze źródeł znajdujących się za nimi oraz podczas odbicia lub rozpraszania, lub ponownego promieniowania promieniowania zawartego w mgławicy przez pył z pobliskie gwiazdy lub w samej mgławicy; Emisja wewnętrzna składnika gazowego mgławicy jest obserwowana, gdy jest on jonizowany przez promieniowanie ultrafioletowe gorącej gwiazdy znajdującej się w mgławicy ( obszary emisji H II zjonizowanego wodoru wokół asocjacji gwiezdnych lub mgławic planetarnych) lub gdy ośrodek międzygwiazdowy jest ogrzewany przez fala uderzeniowa spowodowana wybuchem supernowej lub efektem potężnego wiatru gwiazdowego gwiazd Wolfa-Rayeta

Ciemne mgławice

Mgławica Koński Łeb . Migawka teleskopu Hubble'a

Ciemne mgławice to gęste (zazwyczaj molekularne) obłoki międzygwiazdowego gazu i międzygwiazdowego pyłu , nieprzejrzyste z powodu międzygwiazdowej absorpcji światła przez pył. Zazwyczaj widuje się je na tle jasnych mgławic. Rzadziej ciemne mgławice widoczne są bezpośrednio na tle Drogi Mlecznej . Takimi są Mgławica Worek Węgla i wiele mniejszych, zwanych gigantycznymi kulami .

Międzygwiazdowa absorpcja światła Av w ciemnych mgławicach jest bardzo zróżnicowana, od 1-10 m do 10-100 m w najgęstszej. Struktura o dużej mgławicy V nadaje się tylko do badania metodami radioastronomia i submilimetrowej astronomii , głównie z uwagi na liniach radiowych molekularnych i promieniowania podczerwonego z pyłu. Często wewnątrz ciemnych mgławic znajduje się indywidualne zagęszczenie z A v do 10 000 m , w którym najwyraźniej powstają gwiazdy .

W tych częściach mgławic, które są półprzezroczyste w zakresie optycznym, włóknista struktura jest wyraźnie widoczna. Włókna i ogólne wydłużenie mgławic związane są z obecnością w nich pól magnetycznych , które utrudniają ruch materii w poprzek linii sił i prowadzą do rozwoju szeregu rodzajów niestabilności magnetohydrodynamicznych. Pyłowy składnik materii mgławicowej związany jest z polami magnetycznymi, ponieważ poruszające się cząstki pyłu są naładowane elektrycznie.

Mgławice refleksyjne

Mgławice refleksyjne to obłoki gazu i pyłu oświetlone przez gwiazdy . Jeśli gwiazda (gwiazdy) znajdują się w obłoku międzygwiazdowym lub w jego pobliżu, ale nie są wystarczająco gorące (gorące), aby zjonizować wokół siebie znaczną ilość międzygwiazdowego wodoru , to głównym źródłem promieniowania optycznego mgławicy jest światło gwiazd pył międzygwiezdny . Przykładem takich mgławic są mgławice wokół jasnych gwiazd w gromadzie Plejady .

Większość mgławic refleksyjnych znajduje się w pobliżu płaszczyzny Drogi Mlecznej . W niektórych przypadkach mgławice refleksyjne obserwowane są na dużych szerokościach galaktycznych . Są to obłoki pyłowo-gazowe (często molekularne) o różnych rozmiarach, kształtach, gęstościach i masach, oświetlone skumulowanym promieniowaniem gwiazd w dysku Drogi Mlecznej. Trudno je badać ze względu na bardzo niską jasność powierzchniową (zwykle znacznie słabszą niż tło nieba). Niekiedy rzutowane na obrazy galaktyk prowadzą do pojawienia się na fotografiach galaktyk szczegółów nieistniejących w rzeczywistości - ogonów, poprzeczek itp.

Niektóre mgławice refleksyjne przypominają komety i nazywane są kometami. W „głowie” takiej mgławicy znajduje się zwykle gwiazda zmienna T Tauri, która oświetla mgławicę. Takie mgławice często mają zmienną jasność, śledząc (z opóźnieniem o czas propagacji światła) zmienność promieniowania oświetlających je gwiazd. Rozmiary mgławic kometarnych to zwykle małe setne części parseka .

Rzadkim typem mgławicy refleksyjnej jest tak zwane lekkie echo obserwowane po wybuchu nowej gwiazdy w 1901 roku w konstelacji Perseusza . Jasny błysk nowej gwiazdy oświetlił pył i przez kilka lat zaobserwowano słabą mgławicę, rozchodzącą się we wszystkich kierunkach z prędkością światła. Oprócz echa świetlnego po wybuchach nowych gwiazd powstają mgławice gazowe, podobne do pozostałości po supernowych .

Wiele mgławic refleksyjnych ma strukturę drobnowłóknistą - układ prawie równoległych włókien o grubości kilku setnych lub tysięcznych parseka . Pochodzenie włókien wiąże się z niestabilnością fal lub permutacji w mgławicy penetrowanej przez pole magnetyczne . Włókna gazu i pyłu przesuwają linie siły pola magnetycznego i przenikają między nimi, tworząc cienkie włókna.

Badanie rozkładu jasności i polaryzacji światła na powierzchni mgławic refleksyjnych oraz pomiar zależności tych parametrów od długości fali pozwalają na ustalenie takich właściwości pyłu międzygwiazdowego jak albedo , wskaźnik rozpraszania , wielkość, kształt i orientacja ziaren pyłu.

Mgławice zjonizowane przez promieniowanie

Gigantyczny obszar formowania gwiazd NGC 604

Mgławice zjonizowane promieniowaniem to plamy gazu międzygwiazdowego silnie zjonizowanego przez promieniowanie gwiazd lub innych źródeł promieniowania jonizującego. Najjaśniejszymi i najbardziej rozpowszechnionymi, a także najlepiej przebadanymi przedstawicielami takich mgławic są obszary zjonizowanego wodoru ( strefy H II ). W strefach H II materia jest prawie całkowicie zjonizowana i podgrzana do temperatury około 10 000 K przez promieniowanie ultrafioletowe z gwiazd znajdujących się w ich wnętrzu. Wewnątrz stref H II całe promieniowanie gwiazdy w kontinuum Lymana jest zamieniane na promieniowanie w liniach szeregów podrzędnych , zgodnie z twierdzeniem Rosselanda . Dlatego w widmie mgławic rozproszonych znajdują się bardzo jasne linie serii Balmer , a także linia Lyman-alfa. Jedynie rozrzedzone strefy H II o małej gęstości są jonizowane przez promieniowanie gwiazd, tzw. gaz koronalny .

Mgławice zjonizowane przez promieniowanie obejmują również tak zwane strefy zjonizowanego węgla (strefy C II ), w których węgiel jest prawie całkowicie zjonizowany przez światło gwiazd centralnych. Strefy C II są zwykle zlokalizowane wokół stref H II w rejonach wodoru obojętnego ( HI ) i przejawiają się w radioliniach rekombinacji węgla, podobnie jak radiolinii rekombinacji wodoru i helu . Strefy C II obserwuje się również w linii podczerwonej C II ( λ = 156 µm ). Strefy C II charakteryzują się niską temperaturą 30–100 K oraz niskim stopniem jonizacji ośrodka jako całości: Ne / N < 10–3 , gdzie Ne i N to stężenia elektronów i atomów. Strefy C II powstają dzięki temu, że potencjał jonizacji węgla ( 11,8 eV ) jest mniejszy niż wodoru ( 13,6 eV ). Promieniowanie gwiazd o energiach fotonów od 11,8 eV do 13,6 eV ( λ = 1108 ... 912 Å ) wykracza poza strefę H II do regionu HI , skompresowane przez front jonizacji strefy H II i tam jonizuje węgiel. Strefy C II powstają również wokół gwiazd typów widmowych B1 – B5 znajdujących się w gęstych obszarach ośrodka międzygwiazdowego. Takie gwiazdy są praktycznie niezdolne do jonizacji wodoru i nie tworzą zauważalnych stref H II .

Mgławice zjonizowane przez promieniowanie powstają również wokół silnych źródeł promieniowania rentgenowskiego w Drodze Mlecznej oraz w innych galaktykach (w tym w aktywnych jądrach galaktyk i kwazarach ). Często charakteryzują się wyższymi temperaturami niż w strefach H II oraz wyższym stopniem jonizacji pierwiastków ciężkich.

Mgławice planetarne

Planetarna Mgławica Kocie Oko
Planetarna Mgławica Klepsydra znajduje się w odległości 8000 sv. lat

Różnorodne mgławice emisyjne to mgławice planetarne, które tworzą górne warstwy atmosfery wygasających gwiazd ; zwykle jest to muszla zrzucona przez gigantyczną gwiazdę. Mgławica rozszerza się i świeci w zakresie optycznym. Pierwsze mgławice planetarne zostały odkryte przez W. Herschela około 1783 roku i zostały tak nazwane ze względu na ich powierzchowne podobieństwo do dysków planetarnych . Jednak nie wszystkie mgławice planetarne mają kształt dysku: wiele z nich ma kształt pierścienia lub jest symetrycznie wydłużone w określonym kierunku (mgławice dwubiegunowe). W ich wnętrzu widoczna jest drobna struktura w postaci dżetów, spiral i małych kuleczek. Szybkość rozszerzania planetarnej mgławicy 20-40 km / s, to średnica 0,01-0,1 PC , typowe masy wynosi około 0,1 M , okres około 10 tysięcy lat.

Mgławice fali uderzeniowej

Różnorodność i liczne źródła ponaddźwiękowego ruchu materii w ośrodku międzygwiazdowym prowadzą do dużej liczby i różnorodności mgławic tworzonych przez fale uderzeniowe . Zwykle takie mgławice są krótkotrwałe, ponieważ znikają po wyczerpaniu energii kinetycznej poruszającego się gazu.

Głównymi źródłami silnych fal uderzeniowych w ośrodku międzygwiazdowym są eksplozje gwiazd – wyładowania pocisków podczas wybuchów supernowych i nowych gwiazd oraz wiatr gwiazdowy (w wyniku ostatniego uformowanego tn.. bąbelków wiatru gwiezdnego ). We wszystkich tych przypadkach istnieje punktowe źródło wyrzutu materii (gwiazda). Powstałe w ten sposób mgławice mają formę rozszerzającej się otoczki, zbliżonej do kulistego kształtu.

Wyrzucana materia ma prędkości rzędu setek i tysięcy km/s, więc temperatura gazu za frontem wstrząsu może sięgać wielu milionów, a nawet miliardów stopni.

Gaz podgrzany do temperatury kilku milionów stopni emituje głównie w zakresie rentgenowskim, zarówno w widmie ciągłym, jak iw liniach widmowych. W optycznych liniach widmowych świeci bardzo słabo. Kiedy fala uderzeniowa napotyka niejednorodności w ośrodku międzygwiazdowym, zagina się wokół uszczelnień. Wolniejsza fala uderzeniowa rozchodzi się wewnątrz uszczelek, powodując promieniowanie w liniach widmowych zakresu optycznego. Rezultatem są żywe włókna, które są wyraźnie widoczne na zdjęciach. Główny front uderzeniowy, ściskający wiązkę gazu międzygwiazdowego, wprawia go w ruch zgodnie z kierunkiem jego propagacji, ale z mniejszą prędkością niż fala uderzeniowa.

Pozostałości po supernowej i nowej

Mgławica Krab - Pozostałość po supernowej (1054)

Najjaśniejsze mgławice wytworzone przez fale uderzeniowe powstają w wyniku wybuchów supernowych i nazywane są pozostałościami po supernowych. Odgrywają bardzo ważną rolę w kształtowaniu struktury gazu międzygwiazdowego. Wraz z opisanymi cechami charakteryzują się nietermiczną emisją radiową o widmie potęgowym, wywołaną przez relatywistyczne elektrony przyspieszane zarówno podczas wybuchu supernowej, jak i później przez pulsar, który zwykle pozostaje po wybuchu. Mgławice związane z eksplozjami nowych gwiazd są małe, słabe i krótkotrwałe.

Mgławice wokół gwiazd Wolfa-Rayeta

„Hełm Thora” – mgławica wokół gwiazdy Wolfa-Rayeta

Inny rodzaj mgławic wytworzonych przez fale uderzeniowe związany jest z wiatrem gwiazdowym z gwiazd Wolfa-Rayeta . Gwiazdy te charakteryzują się bardzo silnym wiatrem gwiazdowym o przepływie masowym. rocznie i szybkość wypływu 1⋅10 3 -3⋅10 3 km / s. Tworzą mgławice wielkości kilku parseków z jasnymi włóknami na krawędzi astrosfery takiej gwiazdy. W przeciwieństwie do pozostałości po supernowych, emisja radiowa z tych mgławic ma charakter termiczny. Żywotność takich mgławic jest ograniczona czasem przebywania gwiazd w stadium gwiazdy Wolfa-Rayeta i wynosi blisko 10 5 lat.

Mgławice wokół gwiazd O

Są one podobne pod względem właściwości do mgławic wokół gwiazd Wolfa-Rayeta , ale powstają wokół najjaśniejszych gorących gwiazd typu widmowego O-Of, które mają silny wiatr gwiazdowy . Różnią się one od mgławic związanych z gwiazdami Wolfa-Rayeta mniejszą jasnością, większym rozmiarem i najwyraźniej dłuższym okresem życia.

Mgławice w regionach gwiazdotwórczych

Mgławica IC 2944

Fale uderzeniowe o niższych prędkościach powstają w obszarach ośrodka międzygwiazdowego, w których zachodzi formowanie się gwiazd. Prowadzą do podgrzania gazu do setek i tysięcy stopni, wzbudzenia poziomów molekularnych, częściowego zniszczenia cząsteczek, nagrzania pyłu. Takie fale uderzeniowe widoczne są w postaci wydłużonych mgławic, które świecą głównie w zakresie podczerwieni. Wiele takich mgławic zostało znalezionych, na przykład, w centrum gwiazdotwórczym związanym z mgławicą Oriona.

Notatki (edytuj)

  1. Mgławice // Fizyka Kosmiczna: Mała Encyklopedia / Wyd. R. A. Syunyaeva . - wyd. 2 - M .: Encyklopedia radziecka, 1986 .-- P. 661. - 783 s. - ISBN 524 (03). (Pobrano 27 września 2011)

Литература