Мъглявината на емисионната линия и емисионната мъглявина създават свой собствен блясък. Водородните атоми влизат в активност поради мощната ултравиолетова светлина на звездите. След това водородът йонизира (губи електрон, излъчващ фотон).
Звездите от О-тип могат да йонизират газ в радиус от 350 светлинни години. Мъглявината M17 е открита от де Чезо през 1746 г. и преоткрита през 1764 г. от Чарлз Месие. Намира се в Стрелец и се нарича още мъглявината Лебед, Омега, Подкова и Мъглявина Омар. Невероятно ярък и розовият му блясък може да се види без използване на технология на ниски географски ширини (очевидна величина - 6). Вътре са млади звезди, които създават HII региона. Йонизираният водород е отговорен за червения цвят.
Инфрачервената светлина помага да се открият огромни количества прах, намекващи за активно образуване на звезди. Вътре има куп от 30 звезди, засенчени от мъглявина, триеща 40 светлинни години. Общата маса е 800 пъти по-голяма от слънчевата.
M17 е на 5500 светлинни години. Заедно с М16 се намира в единия спирален ръкав на Млечния път (Стрелец-Кил).
Спектрален анализ.Често се използва спектрограф без прорези за анализиране на спектралния състав на радиацията от мъглявина. В най-простия случай близо до фокуса на телескопа се поставя вдлъбната леща, която превръща сходящия лъч светлина в паралелен. Той е насочен към призма или дифракционна решетка, която разделя лъча на спектър, а след това изпъкнала леща фокусира светлината върху фотографска плоча, като същевременно се получава не едно изображение на обекта, а няколко - според броя на емисионните линии в неговия спектър. Въпреки това, изображението на централната звезда е разтегнато в линия, тъй като има непрекъснат спектър.Спектрите на газовите мъглявини съдържат линии от всички най-важни елементи: водород, хелий, азот, кислород, неон, сяра и аргон. Освен това, както навсякъде във Вселената, водородът и хелият са много повече от другите.
Възбуждането на водородни и хелиеви атоми в мъглявина не е същото като в лабораторна газоразрядна тръба, където поток от бързи електрони, бомбардирайки атомите, ги прехвърля в по-високо енергийно състояние, след което атомът се връща в нормалното си състояние , излъчваща светлина. В мъглявината няма такива енергични електрони, които да възбудят атом със своето въздействие, т.е. "хвърли" своите електрони в по-високи орбити. В мъглявината "фотойонизацията" на атомите става от ултравиолетовото лъчение на централната звезда, т.е. енергията на входящия квант е достатъчна, за да откъсне напълно електрон от атом и да го остави да „свободен полет“. Средно минават 10 години, докато свободен електрон срещне йон и те се рекомбинират (рекомбинират) в неутрален атом, освобождавайки енергия на свързване под формата на светлинни кванти. Рекомбинационни емисионни линии се наблюдават в радио, оптични и инфрачервени спектрални диапазони.
Най-силните емисионни линии в планетарните мъглявини принадлежат на кислородни атоми, които са загубили един или два електрона, както и на азот, аргон, сяра и неон. Освен това те излъчват такива линии, които никога не се наблюдават в техните лабораторни спектри, а се появяват само при условия, характерни за мъглявините. Тези редове се наричат "забранени". Факт е, че атомът обикновено е във възбудено състояние за по-малко от една милионна част от секундата и след това преминава в нормално състояние, излъчвайки квант. Има обаче някои енергийни нива, между които атомът прави преходи много "неохотно", оставайки във възбудено състояние за секунди, минути и дори часове. През това време, при условия на сравнително плътен лабораторен газ, атомът задължително се сблъсква със свободен електрон, който променя енергията си и преходът е изключен. Но в изключително разредена мъглявина възбуденият атом не се сблъсква с други частици дълго време и накрая настъпва „забранен“ преход. Ето защо забранените линии за първи път са открити не от физици в лаборатории, а от астрономи, наблюдаващи мъглявини. Тъй като тези линии не бяха в лабораторните спектри, известно време дори се смяташе, че принадлежат на елемент, непознат на Земята. Искаха да го нарекат "небулий", но недоразумението скоро се изясни. Тези линии се виждат в спектрите както на планетарните, така и на дифузните мъглявини. Спектрите на такива мъглявини също съдържат слаба непрекъсната емисия, произтичаща от рекомбинацията на електрони с йони.
На спектрограми на мъглявини, получени с процепен спектрограф, линиите често изглеждат счупени и разделени. Това е ефектът на Доплер, който показва относителното движение на части от мъглявината. Планетарните мъглявини обикновено се разширяват радиално от централната звезда със скорост 20-40 km/s. Черупките на свръхновите се разширяват много по-бързо, възбуждайки ударна вълна пред себе си. При дифузни мъглявини, вместо общо разширение, обикновено се наблюдава турбулентно (хаотично) движение на отделни части.
Важна особеност на някои планетарни мъглявини е стратификацията на тяхното монохроматично излъчване. Например, излъчването на еднократно йонизиран атомен кислород (при загуба на един електрон) се наблюдава в огромна област, на голямо разстояние от централната звезда, докато двойно йонизиран (т.е. загубили два електрона) кислород и неон се виждат само в вътрешната част на мъглявината, докато четирикратно йонизиран неон или кислород се забелязват само в централната й част. Този факт се обяснява с факта, че енергийните фотони, необходими за по-силна йонизация на атомите, не достигат до външните области на мъглявината, а се поглъщат от газа недалеч от звездата.
Химическият състав на планетарните мъглявини е много разнообразен: елементите, синтезирани във вътрешността на звездата, някои от тях се оказаха смесени с веществото на изхвърлената обвивка, докато други не. Съставът на остатъците от свръхнова е още по-сложен: материята, изхвърлена от звездата, е до голяма степен смесена с междузвезден газ и освен това различните фрагменти от един и същи остатък понякога имат различен химичен състав (както в Касиопея А). Вероятно това вещество се изхвърля от различни дълбочини на звездата, което дава възможност да се тества теорията за звездната еволюция и експлозиите на свръхнови.
В допълнение към звездите, през телескопа се виждат слабо светещи малки мъгливи петна. Те се наричат мъглявини. Някои от тях са доста различни. Сред тях има няколко т. нар. планетарни мъглявини. Вътре във всеки от тях, в центъра, винаги има по една много гореща звезда. Такава мъглявинисе състоят от разреден газ, който се отстранява във всички посоки от централната звезда със скорост от десетки километри в секунда. Ако газовата обвивка около звездата е куха отвътре, тогава мъглявината има формата на пръстен, като например мъглявината в съзвездието Лира. Но много мъглявининямат конкретна форма. Те приличат на туфлиста мъгла, разпръскваща се на струи в различни посоки. Тези мъглявининаречен дифузен. Известни са няколкостотин.
Най-забележителната от тях е мъглявината Орион. Вижда се дори със слаб телескоп, а понякога и с просто око. В този огромен дифузен мъглявини, както в планетарните мъглявини, разредените газове светят под въздействието на светлината на горещите звезди вътре мъглявини. Понякога ярка звезда осветява облак от прахови частици, които се срещат с нея, сравними по размер с частици от дим. След това през телескоп виждаме и светлинна дифузна мъглявина, но вече не газ, а прах. Много мъглявини през 19 век открит от Уилям Хершел и неговия син Джон, които са работили по-специално в Южна Африка, за да наблюдават южното небе там.
През 20-ти век много газови мъглявини са открити и изследвани в Крим от руския учен Г. А. Шайн. В повечето случаи прах мъглявинине светят, тъй като обикновено наблизо няма звезди, които да могат ярко да ги осветяват. Тези тъмни прашни мъглявини, често с ясно очертани ръбове, се срещат като поляни в светлите райони на Млечния път. Такава мъглявини, като конска глава (в Орион, близо до дифузната светлина мъглявини), представляващи натрупвания от най-малкия прах, поглъщат светлината на звездите зад тях
|
|
|
31 юли 2010 г
мъглявини. част I
мъглявини. Преди това астрономите използваха това име за всякакви небесни обекти, които са неподвижни спрямо звездите, които, за разлика от тях, имат дифузен, размазан вид, като малък облак (латинският термин, използван в астрономията за „мъглявина“ е латинският термин мъглявина означава "облак"). С течение на времето се оказа, че някои от тях, например мъглявината в Орион, са съставени от междузвезден газ и прах и принадлежат към нашата Галактика. Други "бели" мъглявини, като в Андромеда и Триъгълник, се оказаха гигантски звездни системи, подобни на Галактиката. Следователно учените стигнаха до заключението, че мъглявина - междузвезден облак, състоящ се от прах, газ и плазма, излъчвани от нейното излъчване или поглъщане в сравнение със заобикалящата ги междузвездна среда.
Типове мъглявини . Мъглявините са разделени на следните основни типове: дифузни мъглявини или области H II, като мъглявината Орион; отражателни мъглявини, като мъглявината Меропа в Плеядите; тъмни мъглявини, като Въглищния чувал, които обикновено се свързват с молекулярни облаци; остатъци от свръхнова като мъглявината Ретикулум в Лебед; планетарни мъглявини, като Пръстена в Лира.
Това е NGC 2174, ярка мъглявина в съзвездието Орин.
NGC 2237 е емисионна мъглявина в съзвездието Единорог. Това е зона на йонизиран водород, където протичат процесите на звездообразуване.
Мъглявина Полумесец. Или друго име - NGC 6888 (друго обозначение - LBN 203) - емисионна мъглявина в съзвездието Лебед.
Мъглявината Медуза, обикновено фина и неясна, е заснета в това красиво телескопично изображение с фалшив цвят. В небето мъглявината се намира в краката на небесните Близнаци, а отстрани са звездите μ и η Близнаци. Самата мъглявина Медуза на снимката е долу вдясно. Той е като светещ полумесец от емисионен газ с висящи пипала. Мъглявината Медуза е част от остатъка от свръхнова IC 443, разширяващ се балон, останал от експлозията на масивна звезда. Първата светлина от тази експлозия достигна Земята преди 30 000 години. Точно като нейната космическо плаваща сестра, мъглявината Рак, остатъкът от IC 443 е дом на неутронна звезда, колапсираното ядро на звезда. Мъглявината Медуза е на 5000 светлинни години. Изображението покрива площ от 300 светлинни години. Останалата част от полето на изображението е заета от емисионната мъглявина Sharpless 249.
Мъглявината в съзвездието Тукан или NGC 346 принадлежи към емисионния клас, тоест представлява облак от горещ газ и плазма. Дължината му е около 200 светлинни години. Причината за високата температура на NGC 346 е големият брой млади звезди в региона. Повечето от звездите са само на няколко милиона години. За сравнение, възрастта на Слънцето е около 4,5 милиарда години.
Мъглявината Рак (M1, NGC 1952, разговорно „Рак“) е газова мъглявина в съзвездието Телец, която е останки от свръхнова. Намира се на разстояние около 6500 светлинни години от Земята, има диаметър 6 светлинни години и се разширява със скорост от 1000 km/s. В центъра на мъглявината е неутронна звезда.
NGC 1499 (известна още като LBN 756, калифорнийска мъглявина) е емисионна мъглявина в съзвездието Персей. Има червеникав цвят, а по форма наподобява очертанията на американския щат Калифорния. Дължината на мъглявината е около 100 светлинни години, разстоянието от Земята е 1500 светлинни години.
Мъглявината Воал, известна още като мъглявината Примка или мъглявината Риболовна мрежа, е дифузна мъглявина в съзвездието Лебед, огромен и сравнително тъмен остатък от свръхнова. Звездата избухна преди около 5000-8000 години, като през това време мъглявината покри площ от 3 градуса в небето. Разстоянието до него се оценява на 1400 светлинни години. Тази мъглявина е открита на 5 септември 1784 г. от Уилям Хершел.
Една от няколкото "прахови колони" на мъглявината Орел, която може да съдържа образа на митично същество. Диаметърът му е около десет светлинни години.
Мъглявината Орел (известна още като Обект на Месие 16, M16 или NGC 6611) е млад отворен звезден куп в съзвездието Змии.
Прахови стълбове, в които се образуват нови звезди в мъглявината Орел. Снимката е направена с телескопа Хъбъл.
NGC 281 (други обозначения - IC 11, LBN 616) е емисионна мъглявина в съзвездието Касиопея. Това е зона на йонизиран водород, където протичат процеси на активно звездообразуване. Намира се на разстояние около 10 хиляди светлинни години от Земята. Заради формата си мъглявината е наречена мъглявината Pac-Man в чест на персонажа на едноименната аркадна компютърна игра.Мъглявината флуоресцира с червена светлина под въздействието на ултравиолетово лъчение, чийто източник са горещите млади звезди на отворения куп IC 1590. Тъмни прахови структури също присъстват в мъглявината.
Виждате известна форма на непознато място! Тази емисионна мъглявина е широко известна, защото прилича на един от континентите на планетата Земя – Северна Америка. Вдясно от мъглявината Северна Америка, също обозначена като NGC 7000, е по-малко ярката мъглявина Пеликан. Тези две мъглявини са с диаметър около 50 светлинни години и са на около 1500 светлинни години от нас. Те са разделени от тъмен поглъщащ облак.
Мъглявината Орион (известна още като Месие 42, M42 или NGC 1976) е светеща зеленикава емисионна мъглявина, разположена под Пояса на Орион. Това е най-ярката дифузна мъглявина. Голямата мъглявина на Орион, заедно с мъглявината Андромеда, Плеядите и Магелановите облаци, е един от най-известните обекти в дълбокия космос. Това е може би най-привлекателният зимен обект в северното небе за любителите на астрономията. Малко астрономически гледки са толкова вълнуващи, колкото този близък звезден разсадник, известен като мъглявината Орион. Светещият газ на мъглявината заобикаля горещи млади звезди на ръба на огромен междузвезден молекулен облак само на 1500 светлинни години.
Мъглявината Дъмбел (известна още като Обект на Месие 27, M27 или NGC 6853) е планетарна мъглявина в съзвездието Vulpecula, разположена на 1250 светлинни години от Земята. Възрастта му се оценява на 3000 до 4000 години. Тази планетарна мъглявина е един от най-забележителните обекти за любителски наблюдения. M27 е голям, сравнително ярък и лесен за намиране. Тази снимка е направена на компютър по метода на теснолентовото изобразяване, когато се комбинират изображения, направени от телескопи в различни дължини на вълните: видими, инфрачервени, ултравиолетови и др.
Мъглявината Ескимос е открита от астронома Уилям Хершел през 1787 г. Ако погледнете мъглявината NGC 2392 от повърхността на Земята, тогава тя изглежда като човешка глава, сякаш в качулка. Ако погледнете мъглявината от космоса, както направи космическият телескоп. Хъбъл през 2000 г., след актуализацията, това е газов облак с най-сложна вътрешна структура, над чиято структура учените все още се чешат по главите. Мъглявината Ескимос принадлежи към класа на планетарните мъглявини, т.е. е обвивка, която преди 10 хиляди години са били външните слоеве на звезда като Слънцето. Вътрешните черупки, които се виждат на снимката днес, са били издухани от мощен вятър от звезда, разположена в центъра на мъглявината. "Качулката" се състои от много относително плътни газообразни нишки, които, както е показано на снимката, светят в оранжево в азотната линия. Мъглявината Ескимос се намира на разстояние 5 хиляди светлинни години от нас и може да бъде открита с малък телескоп в посоката на съзвездието на Близнаци.
На фона на разпръснати звезди в централната част на Млечния път и в прочутото съзвездие Змееносец се гърчат тъмни мъглявини. S-образната тъмна характеристика в центъра на това изображение с широко поле се нарича мъглявината Змии.
Мъглявината Киля се намира в южното съзвездие Киля на разстояние 6500-10000 sv от нас. години. Това е една от най-ярките и най-големите дифузни мъглявини в небето. Има много масивни звезди и активно звездообразуване. Тази мъглявина съдържа необичайно висока концентрация на млади масивни звезди, резултат от експлозивно звездообразуване, което се е случило преди около 3 милиона години. Мъглявината съдържа повече от дузина големи звезди, чиято маса е 50-100 пъти по-голяма от масата на нашето Слънце. Най-ярката от тях - Карина - в близко бъдеще трябва да сложи край на съществуването си с експлозия на свръхнова.
Издухано от вятъра от масивна звезда, това междузвездно зрение има изненадващо позната форма. Катализирана като NGC 7635, тя е по-известна просто като мъглявината Мехурчета. Въпреки че този балон с диаметър 10 светлинни години изглежда елегантен, той е доказателство за много насилствени процеси. Над и вдясно от центъра на балона е ярка, гореща звезда на Волф-Райет с маса между 10 и 20 пъти по-голяма от тази на Слънцето. Силен звезден вятър и мощна радиация от звездата образуваха тази структура от светещия газ в околния молекулен облак. Привличащата вниманието мъглявина Мехур се намира само на 11 000 светлинни години от нас в съзвездието Касиопея.
На снимките: районът на купа "Трапец" в мъглявината Орион, кръстен на четирите най-ярки звезди, образуващи нещо близко до трапец. Лявата снимка е направена във видима светлина, дясната в инфрачервена. В лявото изображение се виждат само обикновени звезди, които не са покрити от облаци прах. Вдясно са добавени звезди в облаци от газообразен прах и около 50 бледи обекта, наречени „кафяви джуджета“.
Въз основа на материали от Astronet, Wikipedia и Духовно-философски форум A108.
Някои примери за тази употреба са оцелели и до днес. Например, галактиката Андромеда често се нарича „мъглявината Андромеда“.
С развитието на астрономията и разделителната способност на телескопите концепцията за „мъглявината“ става все по-прецизна: някои от „мъглявините“ са идентифицирани като звездни купове, открити са тъмни (поглъщащи) мъглявини от газ и прах и накрая, през 20-те години на миналия век, първо на Лундмарк, а след това и Хъбъл, успяват да разсеят периферните области на редица галактики върху звездите и по този начин да установят тяхната природа. Оттогава терминът "мъглявина" се използва в горния смисъл.
Типове мъглявини
Основният признак, използван при класификацията на мъглявините, е тяхното поглъщане или излъчване (разсейване) на светлина, тоест според този критерий мъглявините се делят на тъмни и светли. Първите се наблюдават поради поглъщането на радиация от източници, разположени зад тях, а вторите - поради собственото им излъчване или отражение (разсейване) на светлина от близки звезди. Естеството на излъчването на ярките мъглявини, източниците на енергия, които възбуждат тяхното излъчване, зависят от техния произход и могат да бъдат от разнообразно естество; често няколко радиационни механизма работят в една мъглявина.
Разделянето на мъглявините на газообразни и прашни е до голяма степен произволно: всички мъглявини съдържат както прах, така и газ. Такова разделение исторически се дължи на различни методи за наблюдение и радиационни механизми: наличието на прах се наблюдава най-ясно, когато радиацията се абсорбира от тъмни мъглявини на източници, разположени зад тях и когато се отразява или разпръсква, или повторно излъчва от прах, съдържащ се в мъглявина, излъчване от близки звезди или в самата мъглявина; Вътрешната емисия на газообразния компонент на мъглявината се наблюдава, когато се йонизира от ултравиолетова радиация от гореща звезда, разположена в мъглявината (H II емисионни области на йонизиран водород около звездни асоциации или планетарни мъглявини) или когато междузвездната среда се нагрява от ударна вълна, дължаща се на експлозия на свръхнова или въздействие на мощен звезден вятър от звезди на Волф-Райет.
тъмни мъглявини
Тъмните мъглявини са плътни (обикновено молекулярни) облаци от междузвезден газ и междузвезден прах, които са непрозрачни поради абсорбцията на светлина от междузвездния прах. Обикновено се виждат на фона на светли мъглявини. По-рядко тъмните мъглявини се виждат директно на фона на Млечния път. Това са мъглявината Coal Sack и много по-малки, наречени гигантски глобули.
Междузвездното поглъщане на светлина Av в тъмните мъглявини варира в широки граници, от 1-10 m до 10-100 m в най-плътните. Структурата на мъглявините с голям A v може да бъде изследвана само от радиоастрономията и субмилиметровата астрономия, главно от наблюдения на молекулярни радиолинии и от инфрачервеното излъчване на прах. Често вътре в тъмните мъглявини се срещат отделни уплътнения с A v до 10 000 m, в които, очевидно, се образуват звезди.
В онези части на мъглявините, които са полупрозрачни в оптичния диапазон, ясно се вижда влакнеста структура. Нишките и общото удължаване на мъглявините са свързани с наличието в тях на магнитни полета, които възпрепятстват движението на материята през силовите линии и водят до развитие на редица видове магнитохидродинамични нестабилности. Прашният компонент на материята в мъглявините е свързан с магнитни полета поради факта, че праховите зърна са електрически заредени.
отражателни мъглявини
Отражателните мъглявини са облаци от газ и прах, осветени от звезди. Ако звездата(ите) се намират в или близо до междузвезден облак, но не са достатъчно горещи (горещи), за да йонизират значително количество междузвезден водород около тях, тогава основният източник на оптично излъчване от мъглявината е звездната светлина, разпръсната от междузвездния прах . Пример за такива мъглявини са мъглявините около ярки звезди в купа Плеяди.
Повечето отражателни мъглявини са разположени близо до равнината на Млечния път. В редица случаи на високи галактически ширини се наблюдават отражателни мъглявини. Това са газопрахови (често молекулярни) облаци с различни размери, форми, плътности и маси, осветени от комбинираното излъчване на звездите в диска на Млечния път. Те са трудни за изследване поради много ниската им повърхностна яркост (обикновено много по-слаба от фона на небето). Понякога, проектирани върху изображения на галактики, те водят до появата на снимки на галактики на детайли, които не съществуват в действителност - опашки, мостове и т.н.
Отражателната мъглявина "Ангел" се намира на височина 300 пк над равнината на галактиката
Някои отражателни мъглявини имат кометен вид и се наричат кометни. В "главата" на такава мъглявина обикновено е променлива звезда T Телец, която осветява мъглявината. Такива мъглявини често имат променлива яркост, проследявайки (със закъснение от времето на разпространение на светлината) променливостта на излъчването на звездите, които ги осветяват. Размерите на кометните мъглявини обикновено са малки - стотни от парсек.
Рядка отражателна мъглявина е така нареченото светлинно ехо, наблюдавано след избухването на нова през 1901 г. в съзвездието Персей. Ярка светкавица на нова звезда освети праха и в продължение на няколко години се наблюдаваше слаба мъглявина, която се разпростира във всички посоки със скоростта на светлината. В допълнение към светлинното ехо след избухването на нови звезди се образуват газови мъглявини, подобни на остатъците от свръхнови.
Много отражателни мъглявини имат фино-влакнеста структура, система от почти успоредни нишки с дебелина няколко стотни или хилядни от парсек. Произходът на нишките е свързан с флейта или пермутационна нестабилност в мъглявина, пронизана от магнитно поле. Влакна от газ и прах раздалечават линиите на магнитното поле и проникват между тях, образувайки тънки нишки.
Изучаването на разпределението на яркостта и поляризацията на светлината върху повърхността на отражателните мъглявини, както и измерването на зависимостта на тези параметри от дължината на вълната, дава възможност да се установят такива свойства на междузвездния прах като албедо, индикатриса на разсейване, размер, форма и ориентация на прахови зърна.
Мъглявини, йонизирани от радиация
Мъглявините, йонизирани от радиация, са области от междузвезден газ, силно йонизиран от радиацията на звездите или други източници на йонизиращо лъчение. Най-ярките и разпространени, както и най-изучаваните представители на такива мъглявини, са области на йонизиран водород (зони H II). В зоните H II материята е почти напълно йонизирана и нагрята до температура от ~10 4 K от ултравиолетовото лъчение на звездите вътре в тях. Вътре в зоните на HII цялата радиация от звездата в континуума на Лиман се преработва в радиация в линиите на подчинените серии, в съответствие с теоремата на Роселанд. Следователно в спектъра на дифузните мъглявини има много ярки линии от серия Balmer, както и линията Lyman-alpha. От радиацията на звездите се йонизират само разредени зони H II с ниска плътност, в т.нар. коронален газ.
Йонизираните от радиация мъглявини включват също така наречените зони на йонизиран въглерод (зони C II), в които въглеродът е почти напълно йонизиран от светлината на централните звезди. Зоните C II обикновено са разположени около H II зони в неутрални водородни (HI) региони и се проявяват в радиолинии за рекомбинация на въглерод, подобни на радиолиниите за рекомбинация на водород и хелий. C II зони се наблюдават и в C II инфрачервената линия (λ = 156 µm). Зони C II се характеризират с ниска температура от 30–100 K и ниска степен на йонизация на средата като цяло: N e /N< 10 −3 , где N e 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 E фотонов 11,8 эВ E 13,6 эВ (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.
Мъглявините, йонизирани от радиация, също се появяват около мощни източници на рентгенови лъчи в Млечния път и в други галактики (включително активни галактически ядра и квазари). Те често се характеризират с по-високи температури, отколкото в H II зони и по-висока степен на йонизация на тежките елементи.
планетарни мъглявини
Разнообразие от емисионни мъглявини са планетарни мъглявини, образувани от горните изходящи слоеве на звездната атмосфера; обикновено това е черупка, изхвърлена от гигантска звезда. Мъглявината се разширява и свети в оптичния обхват. Първите планетарни мъглявини са открити от В. Хершел около 1783 г. и са наречени така заради приликата си с планетарните дискове. Въпреки това, не всички планетарни мъглявини са с форма на диск: много са пръстеновидни или симетрично удължени в определена посока (биполярни мъглявини). Вътре в тях се забелязва фина структура под формата на струи, спирали, малки топчета. Скоростта на разширяване на планетарните мъглявини е 20-40 km/s, диаметърът е 0,01-0,1 pc, типичната маса е около 0,1 слънчева маса, животът е около 10 хиляди години.
Мъглявини, създадени от ударни вълни
Разнообразието и множеството източници на свръхзвуково движение на материята в междузвездната среда водят до голям брой и разнообразие от мъглявини, създадени от ударни вълни. Обикновено такива мъглявини са краткотрайни, тъй като изчезват след изчерпване на кинетичната енергия на движещия се газ.
Основните източници на силни ударни вълни в междузвездната среда са звездни експлозии - изхвърляния на черупки при изблици на свръхнови и нови звезди, както и звезден вятър (в резултат на действието на последния се образуват т.нар. звездни ветрови мехурчета ). Във всички тези случаи има точков източник на изхвърляне на вещество (звезда). Създадените по този начин мъглявини имат формата на разширяваща се обвивка, близка до сферична по форма.
Изхвърлената материя има скорости от порядъка на стотици и хиляди km/s, така че температурата на газа зад фронта на ударната вълна може да достигне много милиони и дори милиарди градуса.
Газ, нагрят до температура от няколко милиона градуса, излъчва главно в рентгеновия диапазон, както в непрекъснат спектър, така и в спектрални линии. Свети много слабо в оптични спектрални линии. Когато ударната вълна срещне нехомогенности в междузвездната среда, тя се огъва около уплътненията. Вътре в уплътненията се разпространява по-бавна ударна вълна, причинявайки излъчване в спектралните линии на оптичния диапазон. Резултатът е ярки влакна, които се виждат ясно на снимките. Основният ударен фронт, компресиращ съсирека междузвезден газ, го привежда в движение по посока на разпространението му, но с по-ниска скорост от тази на ударната вълна.
Остатъци от свръхнова и нови звезди
Най-ярките мъглявини, създадени от ударни вълни, са причинени от експлозии на свръхнови и се наричат остатъци от свръхнова. Те играят много важна роля при оформянето на структурата на междузвездния газ. Наред с описаните характеристики, те се характеризират с нетермично радио излъчване със степенен спектър, причинено от релативистки електрони, ускорени както по време на експлозията на свръхнова, така и по-късно от пулсара, който обикновено остава след експлозията. Мъглявините, свързани с нови експлозии, са малки, слаби и краткотрайни.
Мъглявини около звездите на Волф-Райет
Шлемът на Тор - мъглявината около звездата на Вълк - Райет
Друг тип мъглявини, създадени от ударни вълни, се свързват със звездния вятър от звездите на Волф-Райет. Тези звезди се характеризират с много мощен звезден вятър с масов поток за година и скорост на изтичане от 1·10 3 -3·10 3 km/s. Те създават мъглявини с размери няколко парсека с ярки нишки в ръба на астросферата на такава звезда. За разлика от останките от експлозии на свръхнови, радиоизлъчването на тези мъглявини е от топлинен характер. Продължителността на живота на такива мъглявини е ограничена от продължителността на престоя на звездите в звездния стадий на Волф-Райе и е близо до 10 5 години.
Мъглявини около О звезди
Подобни по свойства на мъглявините около звездите на Wolf-Rayet, но се образуват около най-ярките горещи звезди от O-O спектрален тип, които имат силен звезден вятър. Те се различават от мъглявините, свързани със звездите на Волф-Райе, с по-ниската си яркост, по-големия си размер и очевидно по-дългата продължителност на живота.
Мъглявини в райони на образуване на звезди
Мъглявината Орион А е гигантска област за образуване на звезди
Ударни вълни с по-ниски скорости възникват в областите на междузвездната среда, в които се случва звездообразуването. Те водят до нагряване на газ до стотици и хиляди градуса, възбуждане на молекулярни нива, частично разрушаване на молекулите, нагряване на прах. Такива ударни вълни се разглеждат като удължени мъглявини, които светят предимно в инфрачервения диапазон. Редица такива мъглявини са открити, например, в центъра за образуване на звезди, свързан с мъглявината Орион.
