Mgławica linii emisyjnej i mgławica emisyjna tworzą własny blask. Atomy wodoru zaczynają działać dzięki silnemu ultrafioletowemu światłu gwiazd. Wodór następnie ulega jonizacji (traci elektron emitujący foton).
Gwiazdy typu O mogą jonizować gaz w promieniu 350 lat świetlnych. Mgławica M17 została odkryta przez de Chezo w 1746 roku i ponownie odkryta w 1764 przez Charlesa Messiera. Znajduje się w Strzelcu i jest również nazywany Mgławicą Łabędź, Mgławica Omega, Podkowa i Homar. Niesamowicie jasną i jej różową poświatę można zobaczyć bez użycia technologii na niskich szerokościach geograficznych (pozorna wielkość - 6). Wewnątrz znajdują się młode gwiazdy, które tworzą region HII. Za kolor czerwony odpowiada zjonizowany wodór.
Światło podczerwone pomaga znaleźć ogromne ilości pyłu wskazujące na aktywne formowanie się gwiazd. Wewnątrz znajduje się gromada 30 gwiazd, zacieniona przez mgławicę o średnicy 40 lat świetlnych. Całkowita masa jest 800 razy większa niż Słońce.
M17 znajduje się w odległości 5500 lat świetlnych. Wraz z M16 znajduje się w jednym spiralnym ramieniu Drogi Mlecznej (Strzelec-Kiel).
Analiza spektralna. Spektrograf bez szczelin jest często używany do analizy składu spektralnego promieniowania z mgławicy. W najprostszym przypadku w pobliżu ogniska lunety umieszczana jest soczewka wklęsła, która zamienia zbieżną wiązkę światła w wiązkę równoległą. Skierowany jest na pryzmat lub siatkę dyfrakcyjną, która rozszczepia wiązkę na widmo, a następnie soczewka wypukła skupia światło na kliszy fotograficznej, uzyskując jednocześnie nie jeden obraz obiektu, ale kilka - w zależności od liczby linii emisyjnych w swoim spektrum. Jednak obraz gwiazdy centralnej jest rozciągnięty do linii, ponieważ ma ciągłe widmo.Widma mgławic gazowych zawierają linie wszystkich najważniejszych pierwiastków: wodoru, helu, azotu, tlenu, neonu, siarki i argonu. Co więcej, jak wszędzie we wszechświecie, wodór i hel to znacznie więcej niż inne.
Wzbudzenie atomów wodoru i helu w mgławicy nie jest takie samo jak w laboratoryjnej rurze wyładowczej, gdzie strumień szybkich elektronów bombarduje atomy, przenosi je do wyższego stanu energetycznego, po czym atom wraca do stanu normalnego , emitujący światło. W mgławicy nie ma takich energetycznych elektronów, które swoim uderzeniem mogłyby wzbudzić atom, tj. "wyrzuca" swoje elektrony na wyższe orbity. W mgławicy „fotojonizacja” atomów zachodzi pod wpływem promieniowania ultrafioletowego gwiazdy centralnej, tj. energia przychodzącego kwantu wystarczy, aby całkowicie oderwać elektron od atomu i pozwolić mu „swobodny lot”. Średnio mija 10 lat, zanim wolny elektron spotka się z jonem, który zrekombinuje (rekombinuje) w neutralny atom, uwalniając energię wiązania w postaci kwantów światła. Rekombinacyjne linie emisyjne obserwuje się w zakresie widma radiowego, optycznego i podczerwonego.
Najsilniejsze linie emisyjne w mgławicach planetarnych należą do atomów tlenu, które straciły jeden lub dwa elektrony, a także do azotu, argonu, siarki i neonu. Co więcej, emitują takie linie, które nigdy nie są obserwowane w ich widmach laboratoryjnych, a pojawiają się tylko w warunkach charakterystycznych dla mgławic. Linie te nazywane są „zabronionymi”. Faktem jest, że atom jest zwykle w stanie wzbudzonym przez mniej niż jedną milionową sekundy, a następnie przechodzi w stan normalny, emitując kwant. Istnieją jednak pewne poziomy energetyczne, pomiędzy którymi atom bardzo „niechętnie przechodzi”, pozostając w stanie wzbudzonym przez sekundy, minuty, a nawet godziny. W tym czasie, w warunkach stosunkowo gęstego gazu laboratoryjnego, atom koniecznie zderza się z wolnym elektronem, który zmienia jego energię, a przejście jest wykluczone. Ale w niezwykle rozrzedzonej mgławicy wzbudzony atom nie zderza się z innymi cząsteczkami przez długi czas i wreszcie następuje „zakazane” przejście. Dlatego zabronione linie po raz pierwszy odkryli nie fizycy w laboratoriach, ale astronomowie obserwujący mgławice. Ponieważ linii tych nie było w widmach laboratoryjnych, przez pewien czas uważano nawet, że należą do nieznanego na Ziemi pierwiastka. Chcieli nazwać go „nebulium”, ale nieporozumienie zostało wkrótce wyjaśnione. Linie te są widoczne w widmach mgławic planetarnych i dyfuzyjnych. Widma takich mgławic zawierają również słabą emisję ciągłą, wynikającą z rekombinacji elektronów z jonami.
Na spektrogramach mgławic uzyskanych za pomocą spektrografu szczelinowego linie często wyglądają na połamane i rozszczepione. Jest to efekt Dopplera, wskazujący na względny ruch części mgławicy. Mgławice planetarne zwykle rozchodzą się promieniście od gwiazdy centralnej z prędkością 20-40 km/s. Powłoki supernowych rozszerzają się znacznie szybciej, wywołując przed sobą falę uderzeniową. W mgławicach rozproszonych zamiast ogólnej ekspansji obserwuje się zwykle turbulentny (chaotyczny) ruch poszczególnych części.
Ważną cechą niektórych mgławic planetarnych jest rozwarstwienie ich promieniowania monochromatycznego. Na przykład emisja pojedynczo zjonizowanego tlenu atomowego (po utracie jednego elektronu) jest obserwowana na rozległym obszarze, w dużej odległości od gwiazdy centralnej, podczas gdy podwójnie zjonizowany (tj. z utratą dwóch elektronów) tlen i neon są widoczne tylko w wewnętrznej części mgławicy, natomiast poczwórnie zjonizowany neon lub tlen są widoczne tylko w jej centralnej części. Fakt ten tłumaczy się tym, że energetyczne fotony niezbędne do silniejszej jonizacji atomów nie docierają do zewnętrznych rejonów mgławicy, lecz są pochłaniane przez gaz znajdujący się niedaleko gwiazdy.
Skład chemiczny mgławic planetarnych jest bardzo zróżnicowany: pierwiastki syntetyzowane we wnętrzu gwiazdy, niektóre okazały się być zmieszane z substancją wyrzuconej powłoki, inne nie. Skład pozostałości po supernowej jest jeszcze bardziej skomplikowany: materia wyrzucona przez gwiazdę jest w dużej mierze zmieszana z gazem międzygwiazdowym, a ponadto różne fragmenty tej samej pozostałości mają czasami inny skład chemiczny (jak w Kasjopei A). Prawdopodobnie substancja ta jest wyrzucana z różnych głębokości gwiazdy, co pozwala przetestować teorię ewolucji gwiazd i wybuchów supernowych.
Oprócz gwiazd przez teleskop widoczne są słabo świecące małe, zamglone plamki. Nazywane są mgławicami. Niektóre z nich są dość wyraźne. Wśród nich jest kilka tzw. planetarnych mgławice. Wewnątrz każdego z nich, pośrodku, zawsze znajduje się jedna bardzo gorąca gwiazda. Taki mgławice składają się z rozrzedzonego gazu, który jest usuwany we wszystkich kierunkach z gwiazdy centralnej z prędkością dziesiątek kilometrów na sekundę. Jeśli otoczka gazowa wokół gwiazdy jest pusta w środku, mgławica ma kształt pierścienia, jak na przykład mgławica w gwiazdozbiorze Liry. Ale wiele mgławice nie mają określonego kształtu. Wyglądają jak gęsta mgła, rozchodząca się strumieniami w różnych kierunkach. Te mgławice zwany rozproszonym. Znanych jest kilkaset.
Najbardziej niezwykłą z nich jest Mgławica Oriona. Jest widoczny nawet słabym teleskopem, a czasem gołym okiem. W tym ogromnym rozproszeniu mgławice, podobnie jak w mgławicach planetarnych, rozrzedzone gazy świecą pod wpływem światła gorących gwiazd wewnątrz mgławice. Czasami jasna gwiazda oświetla chmurę cząstek pyłu, które się z nią spotykają, o rozmiarach porównywalnych do cząstek dymu. Następnie przez teleskop widzimy również mgławicę rozproszoną, ale już nie gaz, lecz pył. Wiele mgławic w XIX wieku otwarty przez Williama Herschela i jego syna Johna, którzy pracowali w szczególności w Afryce Południowej, aby obserwować tam południowe niebo.
W XX wieku rosyjski naukowiec G. A. Shain odkrył i zbadał na Krymie wiele mgławic gazowych. W większości przypadków kurz mgławice nie świecą, ponieważ zwykle nie ma w pobliżu gwiazd, które mogłyby je jasno oświetlić. Te ciemne zakurzone mgławice, często z wyraźnie zarysowanymi krawędziami, znajdują się jako polany w jasnych obszarach Drogi Mlecznej. Taki mgławice, jak głowa konia (w Orionie, w pobliżu rozproszenia światła) mgławice), reprezentujące nagromadzenie najmniejszego pyłu, pochłaniają światło gwiazd znajdujących się za nimi
|
|
|
31 lipca 2010
Mgławice. Część I
Mgławice. Wcześniej astronomowie używali tej nazwy dla wszelkich obiektów niebieskich, które są nieruchome względem gwiazd, które w przeciwieństwie do nich mają rozmyty, rozmyty wygląd, jak mały obłok (łaciński termin używany w astronomii dla „mgławicy” to łac. termin mgławica oznacza „chmurę”). Z czasem okazało się, że niektóre z nich, na przykład mgławica Oriona, składają się z gazu i pyłu międzygwiazdowego i należą do naszej Galaktyki. Inne „białe” mgławice, jak w Andromedzie i Trójkątu, okazały się gigantycznymi układami gwiezdnymi podobnymi do Galaktyki. Dlatego naukowcy doszli do wniosku, że mgławica - obłok międzygwiazdowy, składający się z pyłu, gazu i plazmy, emitowany przez jego promieniowanie lub absorpcję w porównaniu z otaczającym ośrodkiem międzygwiazdowym.
Rodzaje mgławic . Mgławice dzielą się na następujące główne typy: mgławice rozproszone lub obszary H II, takie jak Mgławica Oriona; mgławice refleksyjne, jak mgławica Merope w Plejadach; ciemne mgławice, takie jak Worek Węgla, które zwykle kojarzą się z obłokami molekularnymi; pozostałości po supernowych, takie jak Mgławica Reticulum w Łabędziu; mgławice planetarne, jak Pierścień w Lirze.
To jest NGC 2174, jasna mgławica w gwiazdozbiorze Orin.
NGC 2237 to mgławica emisyjna w gwiazdozbiorze Jednorożca. Jest to obszar zjonizowanego wodoru, w którym zachodzą procesy powstawania gwiazd.
Mgławica Półksiężyc. Lub inna nazwa - NGC 6888 (inne oznaczenie - LBN 203) - mgławica emisyjna w gwiazdozbiorze Łabędzia.
Mgławica Meduza, zwykle subtelna i słaba, została uchwycona na tym pięknym teleskopowym obrazie w sztucznych kolorach. Na niebie mgławica znajduje się u stóp niebiańskich Bliźniąt, a po jej bokach znajdują się gwiazdy μ i η Bliźnięta. Sama Mgławica Meduza na zdjęciu znajduje się w prawym dolnym rogu. Jest jak świecący sierp gazu emisyjnego z wiszącymi mackami. Mgławica Meduza jest częścią pozostałości po supernowej IC 443, rozszerzającej się bańki pozostałej po eksplozji masywnej gwiazdy. Pierwsze światło z tej eksplozji dotarło do Ziemi 30 000 lat temu. Podobnie jak jej kosmiczna, unosząca się w powietrzu siostra, Mgławica Krab, pozostałość IC 443 jest domem dla gwiazdy neutronowej, zapadniętego jądra gwiazdy. Mgławica Meduza jest oddalona o 5000 lat świetlnych. Obraz obejmuje obszar 300 lat świetlnych. Resztę pola na zdjęciu zajmuje mgławica emisyjna Sharpless 249.
Mgławica w konstelacji Tukan lub NGC 346 należy do klasy emisyjnej, czyli jest chmurą gorącego gazu i plazmy. Jego długość wynosi około 200 lat świetlnych. Powodem wysokiej temperatury NGC 346 jest duża liczba młodych gwiazd w regionie. Większość gwiazd ma zaledwie kilka milionów lat. Dla porównania wiek Słońca wynosi około 4,5 miliarda lat.
Mgławica Krab (M1, NGC 1952, potocznie „Krab”) to gazowa mgławica w konstelacji Byka, która jest pozostałością po supernowej. Znajduje się w odległości około 6500 lat świetlnych od Ziemi, ma średnicę 6 lat świetlnych i rozszerza się z prędkością 1000 km/s. W centrum mgławicy znajduje się gwiazda neutronowa.
NGC 1499 (znana również jako LBN 756, Mgławica Kalifornia) to mgławica emisyjna w gwiazdozbiorze Perseusza. Ma czerwonawy kolor i kształtem przypomina kontury amerykańskiego stanu Kalifornia. Długość mgławicy wynosi około 100 lat świetlnych, odległość od Ziemi to 1500 lat świetlnych.
Mgławica Welon, znana również jako Mgławica Pętla lub Mgławica Sieć Rybacka, to rozproszona mgławica w gwiazdozbiorze Łabędzia, ogromna i stosunkowo słaba pozostałość po supernowej. Gwiazda eksplodowała około 5000-8000 lat temu, w tym czasie mgławica pokryła na niebie obszar 3 stopni. Odległość do niego szacuje się na 1400 lat świetlnych. Mgławica ta została odkryta 5 września 1784 roku przez Williama Herschela.
Jedna z kilku „kolumn pyłu” Mgławicy Orzeł, która może zawierać wizerunek mitycznego stworzenia. Ma około dziesięciu lat świetlnych średnicy.
Mgławica Orzeł (znana również jako Messier Object 16, M16 lub NGC 6611) to młoda gromada otwarta gwiazd w konstelacji Serpens.
Kolumny pyłu, w których w Mgławicy Orzeł tworzą się nowe gwiazdy. Zdjęcie zostało zrobione teleskopem Hubble'a.
NGC 281 (inne oznaczenia - IC 11, LBN 616) to mgławica emisyjna w gwiazdozbiorze Kasjopei. Jest to obszar zjonizowanego wodoru, w którym zachodzą procesy aktywnego formowania się gwiazd. Znajduje się w odległości około 10 tysięcy lat świetlnych od Ziemi. Ze względu na swój kształt mgławica została nazwana Mgławicą Pac-Man na cześć postaci zręcznościowej gry komputerowej o tej samej nazwie.Mgławica fluoryzuje czerwonym światłem pod wpływem promieniowania ultrafioletowego, którego źródłem są gorące młode gwiazdy gromady otwartej IC 1590. Struktury ciemnego pyłu są również obecne w mgławicy.
Widzisz znany kształt w nieznanym miejscu! Ta mgławica emisyjna jest powszechnie znana, ponieważ wygląda jak jeden z kontynentów planety Ziemia - Ameryka Północna. Na prawo od Mgławicy Ameryka Północna, również oznaczonej jako NGC 7000, znajduje się mniej jasna Mgławica Pelikan. Te dwie mgławice mają średnicę około 50 lat świetlnych i są oddalone od nas o około 1500 lat świetlnych. Są oddzielone ciemną, pochłaniającą chmurą.
Mgławica Oriona (znana również jako Messier 42, M42 lub NGC 1976) to jasna zielonkawa mgławica emisyjna znajdująca się poniżej Pasa Oriona. Jest to najjaśniejsza mgławica rozproszona. Wielka Mgławica Oriona, obok Mgławicy Andromedy, Plejad i Obłoków Magellana, jest jednym z najbardziej znanych obiektów w przestrzeni kosmicznej. Dla miłośników astronomii jest to chyba najatrakcyjniejszy zimowy obiekt na północnym niebie. Niewiele astronomicznych widoków jest tak ekscytujących, jak ten pobliski gwiezdny żłobek znany jako Mgławica Oriona. Świecący gaz mgławicy otacza gorące, młode gwiazdy na skraju ogromnego międzygwiazdowego obłoku molekularnego, zaledwie 1500 lat świetlnych od nas.
Mgławica Hantle (znana również jako Messier Object 27, M27 lub NGC 6853) to mgławica planetarna w gwiazdozbiorze Liska, znajdująca się 1250 lat świetlnych od Ziemi. Jego wiek szacuje się na 3000 do 4000 lat. Ta mgławica planetarna jest jednym z najbardziej niezwykłych obiektów do obserwacji amatorskich. M27 jest duża, stosunkowo jasna i łatwa do odnalezienia.To zdjęcie zostało zrobione komputerowo metodą obrazowania wąskopasmowego, kiedy łączy się obrazy wykonane przez teleskopy w różnych zakresach długości fal: widzialnej, podczerwonej, ultrafioletowej itp.
Mgławica Eskimos została odkryta przez astronoma Williama Herschela w 1787 roku. Jeśli spojrzysz na mgławicę NGC 2392 z powierzchni Ziemi, to wygląda ona jak ludzka głowa, jakby w kapturze. Jeśli spojrzysz na mgławicę z kosmosu, tak jak zrobił to teleskop kosmiczny. Hubble w 2000 roku, po aktualizacji, to chmura gazu o najbardziej złożonej strukturze wewnętrznej, nad którą naukowcy wciąż drapią się po głowach. Mgławica Eskimos należy do klasy mgławic planetarnych, czyli to powłoka, która 10 tysięcy lat temu była zewnętrznymi warstwami gwiazdy podobnej do Słońca. Powłoki wewnętrzne widoczne na dzisiejszym zdjęciu zostały zdmuchnięte przez potężny wiatr z gwiazdy znajdującej się w centrum mgławicy. „Okap” składa się z wielu stosunkowo gęstych włókien gazowych, które, jak pokazano na zdjęciu, świecą na pomarańczowo w linii azotu. Mgławica Eskimos znajduje się w odległości 5 tysięcy lat świetlnych od nas i można ją wykryć za pomocą małego teleskopu w kierunku konstelacji konstelacji Bliźniąt.
Na tle rozrzuconych gwiazd w centralnej części Drogi Mlecznej iw słynnej konstelacji Wężownika wiją się ciemne mgławice. Ciemna plama w kształcie litery S w centrum tego szerokokątnego zdjęcia nazywa się Mgławica Węża.
Mgławica Carina znajduje się w południowej konstelacji Carina w odległości 6500-10000 sv od nas. lat. Jest to jedna z najjaśniejszych i największych mgławic dyfuzyjnych na niebie. Ma wiele masywnych gwiazd i aktywną formację gwiazd. Ta mgławica zawiera niezwykle wysoką koncentrację młodych, masywnych gwiazd, co jest wynikiem wybuchowego formowania się gwiazd około 3 miliony lat temu. Mgławica zawiera kilkanaście dużych gwiazd, których masa jest 50-100 razy większa od masy naszego Słońca. Najjaśniejsza z nich - Karina - powinna w niedalekiej przyszłości zakończyć swoje istnienie wybuchem supernowej.
Wydmuchany wiatrem z masywnej gwiazdy, ta międzygwiezdna wizja ma zaskakująco znajomy kształt. Skatalogowana jako NGC 7635, jest lepiej znana po prostu jako Mgławica Bańka. Chociaż bańka ta, o średnicy 10 lat świetlnych, wygląda elegancko, jest dowodem zachodzących w nim bardzo gwałtownych procesów. Powyżej i na prawo od środka bańki znajduje się jasna, gorąca gwiazda Wolfa-Rayeta o masie od 10 do 20 mas Słońca. Silny wiatr gwiazdowy i silne promieniowanie gwiazdy uformowały tę strukturę ze świecącego gazu w otaczającym obłoku molekularnym. Przyciągająca uwagę Mgławica Bańka leży zaledwie 11 000 lat świetlnych stąd w gwiazdozbiorze Kasjopei.
Na zdjęciach: obszar gromady "Trapez" w Mgławicy Oriona, nazwanej na cześć czterech najjaśniejszych gwiazd, tworzących coś zbliżonego do trapezu. Lewe zdjęcie zostało zrobione w świetle widzialnym, prawe w podczerwieni. Na lewym zdjęciu widoczne są tylko zwykłe gwiazdy, niezasłonięte obłokami pyłu. Po prawej stronie znajdują się gwiazdy wewnątrz obłoków gazowego pyłu i około 50 słabych obiektów zwanych "brązowymi karłami".
Na podstawie materiałów z Astronet, Wikipedii i Spiritual and Philosophical Forum A108.
Niektóre przykłady tego zastosowania zachowały się do dziś. Na przykład Galaktyka Andromedy jest często nazywana „Mgławicą Andromedy”.
Wraz z rozwojem astronomii i rozdzielczością teleskopów pojęcie „mgławicy” stawało się coraz bardziej precyzyjne: niektóre z „mgławic” zidentyfikowano jako gromady gwiazd, odkryto ciemne (pochłaniające) mgławice gazowe i pyłowe, i wreszcie w latach dwudziestych najpierw Lundmarkowi, a następnie Hubble'owi udało się rozdzielić peryferyjne regiony wielu galaktyk na gwiazdach 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 ich pochłanianie lub emisja (rozpraszanie) światła, czyli według tego kryterium mgławice dzieli się na ciemną i jasną. Pierwsze obserwuje się z powodu pochłaniania promieniowania ze źródeł znajdujących się za nimi, drugie - z powodu własnego promieniowania lub odbicia (rozproszenia) światła od pobliskich gwiazd. Charakter promieniowania jasnych mgławic, źródeł energii wzbudzających ich promieniowanie, zależy od ich pochodzenia i może mieć różnorodny charakter; często 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 najdobitniej obserwuje się, gdy promieniowanie jest pochłaniane przez ciemne mgławice źródeł znajdujących się za nimi oraz gdy jest odbijane lub rozpraszane lub reemitowane przez pył zawarty w mgławica, promieniowanie z pobliskich gwiazd 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 gwiazd lub mgławic planetarnych) lub gdy ośrodek międzygwiazdowy jest ogrzewany przez fala uderzeniowa spowodowana wybuchem supernowej lub uderzeniem silnego wiatru gwiazdowego gwiazd Wolfa-Rayeta.
ciemne mgławice
Ciemne mgławice to gęste (zazwyczaj molekularne) obłoki gazu międzygwiazdowego i pyłu międzygwiazdowego, które są nieprzezroczyste z powodu absorpcji światła przez pył międzygwiazdowy. Zazwyczaj widuje się je na tle jasnych mgławic. Rzadziej ciemne mgławice widoczne są bezpośrednio na tle Drogi Mlecznej. Są to Mgławica Worek Węgla i wiele mniejszych, zwanych gigantycznymi globulami.
Międzygwiazdowa absorpcja światła Av w ciemnych mgławicach jest bardzo zróżnicowana, od 1-10 m do 10-100 m w najgęstszych mgławicach. Strukturę mgławic o dużym Av można badać jedynie radioastronomią i astronomią submilimetrową, głównie z obserwacji molekularnych linii radiowych oraz z podczerwonej emisji pyłu. Często wewnątrz ciemnych mgławic znajdują się pojedyncze zagęszczenia z A v do 10 000 m, w których najwyraźniej powstają gwiazdy.
W tych częściach mgławic, które są półprzezroczyste w zakresie optycznym, wyraźnie widoczna jest struktura włóknista. Włókna i ogólne wydłużenie mgławic są związane z obecnością w nich pól magnetycznych, które utrudniają ruch materii w poprzek linii sił i prowadzą do rozwoju szeregu rodzajów niestabilności magnetohydrodynamicznych. Pyły składnik materii w mgławicach jest związany z polami magnetycznymi, ponieważ ziarna 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 z mgławicy jest światło gwiazdowe rozproszone przez międzygwiazdowy pył . Przykładem takich mgławic są mgławice wokół jasnych gwiazd w gromadzie Plejady.
Większość mgławic refleksyjnych znajduje się w pobliżu płaszczyzny Drogi Mlecznej. W wielu przypadkach mgławice refleksyjne obserwowane są na dużych szerokościach galaktycznych. Są to obłoki gazowo-pyłowe (często molekularne) o różnych rozmiarach, kształtach, gęstościach i masach, oświetlone połączonym 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, mostów itp.
Mgławica refleksyjna „Anioł” znajduje się na wysokości 300 pc nad płaszczyzną galaktyki
Niektóre mgławice refleksyjne mają wygląd kometarny i nazywane są kometarami. 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 są zwykle małe - setne części parseka.
Rzadką mgławicą refleksyjną jest tak zwane lekkie echo obserwowane po wybuchu nowej w 1901 roku w gwiazdozbiorze Perseusza. Jasny błysk nowej gwiazdy oświetlił pył i przez kilka lat zaobserwowano słabą mgławicę, rozchodzącą się we wszystkich kierunkach z prędkością światła. Oprócz echa światła 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 jest związane z niestabilnością fal lub permutacji w mgławicy przebitej polem magnetycznym. Włókna gazu i pyłu rozsuwają linie 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 pozwala na ustalenie takich właściwości pyłu międzygwiazdowego jak albedo, wskaźnik rozpraszania, wielkość, kształt i orientacja ziarna pyłu.
Mgławice zjonizowane przez promieniowanie
Mgławice zjonizowane przez promieniowanie to obszary gazu międzygwiazdowego silnie zjonizowanego przez promieniowanie gwiazd lub innych źródeł promieniowania jonizującego. Najjaśniejszymi i najczęstszymi, 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 ~104 K przez promieniowanie ultrafioletowe gwiazd znajdujących się w ich wnętrzu. Wewnątrz stref HII całe promieniowanie gwiazdy w kontinuum Lymana jest przetwarzane 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, w 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 regionach obojętnego wodoru (HI) i przejawiają się w radioliniach rekombinacji węgla, podobnych do radiolinii rekombinacji wodoru i helu. Strefy C II obserwuje się również w linii podczerwieni C II (λ = 156 µm). Strefy C II charakteryzują się niską temperaturą 30–100 K oraz niskim stopniem jonizacji ośrodka jako całości: 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.
Mgławice zjonizowane przez promieniowanie pojawiają się 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
Różnorodnymi mgławicami emisyjnymi są mgławice planetarne utworzone przez górne, odpływające warstwy atmosfer gwiazdowych; 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 nazwane tak ze względu na ich 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). Wewnątrz nich zauważalna jest drobna struktura w postaci dżetów, spiral, małych kuleczek. Szybkość ekspansji mgławic planetarnych wynosi 20-40 km/s, średnica 0,01-0,1 szt., typowa masa to ok. 0,1 masy Słońca, żywotność ok. 10 tys. lat.
Mgławice stworzone przez fale uderzeniowe
Różnorodność i wielość źródeł naddźwiękowego ruchu materii w ośrodku międzygwiazdowym prowadzi do dużej liczby i różnorodności mgławic tworzonych przez fale uderzeniowe. Zazwyczaj takie mgławice są krótkotrwałe, ponieważ znikają po wyczerpaniu energii kinetycznej poruszającego się gazu.
Głównymi źródłami silnych fal uderzeniowych w ośrodku międzygwiazdowym są eksplozje gwiazdowe – wyrzuty powłok podczas wybuchów supernowych i nowych gwiazd, a także wiatr gwiazdowy (w wyniku działania tego ostatniego powstają tzw. bąble wiatru gwiazdowego). ). We wszystkich tych przypadkach istnieje punktowe źródło wyrzutu substancji (gwiazda). Powstałe w ten sposób mgławice mają formę rozszerzającej się powłoki, zbliżonej do kulistego kształtu.
Wyrzucana materia ma prędkości rzędu setek i tysięcy km/s, więc temperatura gazu za czołem fali uderzeniowej 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. Świeci się bardzo słabo w optycznych liniach widmowych. 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 jasne włókna, które są wyraźnie widoczne na zdjęciach. Główny front uderzenia, ściskający skrzep gazu międzygwiazdowego, wprawia go w ruch zgodnie z kierunkiem jego propagacji, ale z mniejszą prędkością niż fala uderzeniowa.
Pozostałości po supernowych i nowe gwiazdy
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 wywołanym przez relatywistyczne elektrony przyspieszane zarówno podczas wybuchu supernowej, jak i później przez pulsar, który zwykle pozostaje po wybuchu. Mgławice związane z wybuchami nowej są małe, słabe i krótkotrwałe.
Mgławice wokół gwiazd Wolfa-Rayeta
Hełm Thora - mgławica wokół gwiazdy Wilka - Rayet
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 rocznym strumieniu masy i prędkości 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 wybuchach supernowych, emisja radiowa tych mgławic ma charakter termiczny. Żywotność takich mgławic jest ograniczona czasem przebywania gwiazd w fazie Wolfa-Rayeta i wynosi blisko 10 5 lat.
Mgławice wokół gwiazd O
Podobne we właściwościach do mgławic wokół gwiazd Wolfa-Rayeta, ale powstają wokół najjaśniejszych gorących gwiazd typu widmowego O-O, 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 Oriona A to gigantyczny obszar gwiazdotwórczy
Fale uderzeniowe o mniejszych 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 są postrzegane jako wydłużone mgławice, które świecą głównie w zakresie podczerwieni. Szereg takich mgławic odkryto, na przykład, w centrum formowania gwiazd związanego z Mgławicą Oriona.
