WikiDer > Туманность

Nebula
Для использования в других целях см. Туманность (значения).
"Столпы творения" от Туманность Орла. Свидетельства из Телескоп Spitzer предполагает, что столбы, возможно, уже были разрушены взрывом сверхновой, но свет, показывающий нам разрушение, не достигнет Земли еще через тысячелетие.[1]

А туманность (латинский для «облака» или «тумана»;[2] пл. туманности, туманность или же туманности[3][4][5][6]) является межзвездное облако из пыль, водород, гелий и другие ионизированные газы. Первоначально этот термин использовался для описания любого рассеянного астрономический объект, включая галактики за пределами Млечный Путь. В Галактика Андромеды, например, когда-то называли Туманность Андромеды (и спиральные галактики вообще как "спиральные туманности") до того, как истинная природа галактик была подтверждена в начале 20 века Весто Слайфер, Эдвин Хаббл и другие.

Большинство туманностей имеют огромные размеры; некоторые сотни световых лет в диаметре. Туманность, видимая человеческому глазу с Земли, вблизи будет казаться больше, но не ярче.[7] В Туманность Ориона, самая яркая туманность в небе и занимающая площадь, вдвое превышающую диаметр полной Луны, можно увидеть невооруженным глазом, но ранние астрономы не заметили ее.[8] Хотя туманности более плотные, чем окружающее их пространство, они намного менее плотны, чем любые другие. вакуум созданное на Земле - туманное облако размером с земной шар имел бы общую массу всего несколько килограммы. Многие туманности видны из-за флуоресценции, вызванной встроенными горячими звездами, в то время как другие настолько рассеяны, что их можно обнаружить только при длительных выдержках и специальных фильтрах. Некоторые туманности по-разному освещены Т Тельца переменные звезды. Туманности часто являются областями звездообразования, например, в "Столпы творения" в Туманность Орла. В этих областях образования из газа, пыли и других материалов «слипаются», образуя более плотные области, которые притягивают дальнейшее вещество, и в конечном итоге станут достаточно плотными, чтобы сформировать звезды. Затем считается, что оставшийся материал формирует планеты и другие планетная система объекты.

История наблюдений

Часть Туманность Киля

Около 150 г. н.э., Птолемей записано в книгах VII – VIII его Альмагест, пять звезд, которые казались туманными. Он также отметил область туманности между созвездия Большая Медведица и Лео это не было связано ни с одним звезда.[9] Первая настоящая туманность, в отличие от звездное скопление, был упомянут Персидский астроном Абд аль-Рахман ас-Суфи, в его Книга неподвижных звезд (964).[10] Он отметил «маленькое облачко», где Галактика Андромеды расположен.[11] Он также составил каталог Омикрон Велорум звездное скопление как "туманная звезда" и другие туманные объекты, такие как Кластер Брокки.[10] В сверхновая звезда который создал Крабовидная туманность, то SN 1054, наблюдали арабские и Китайские астрономы в 1054 г.[12][13]

В 1610 г. Николя-Клод Фабри де Пайреск обнаружил Туманность Ориона с помощью телескопа. Эту туманность также наблюдали Иоганн Баптист Цисат в 1618 году. Однако первое подробное исследование туманности Ориона было проведено только в 1659 году. Кристиан Гюйгенс, который также считал, что он был первым человеком, открывшим эту туманность.[11]

В 1715 г. Эдмонд Галлей опубликовал список из шести туманностей.[14] Это число неуклонно росло в течение столетия, с Жан-Филипп де Шезо составление списка из 20 (включая восемь ранее неизвестных) в 1746 году. С 1751 по 1753 год, Николя-Луи де Лакайль каталогизировал 42 туманности из мыс Доброй надежды, большинство из которых ранее были неизвестны. Шарль Мессье затем составил каталог из 103 «туманностей» (теперь называемых Объекты Мессье, который включал в себя то, что сейчас известно как галактики) к 1781 году; его интерес обнаруживал кометы, и это были объекты, которые можно было принять за них.[15]

Количество туманностей было тогда значительно увеличено усилиями Уильям Гершель и его сестра Кэролайн Гершель. Их Каталог тысячи новых туманностей и скоплений звезд[16] был опубликован в 1786 году. Второй каталог из тысячи был опубликован в 1789 году, а третий и последний каталог из 510 появился в 1802 году. На протяжении большей части своей работы Уильям Гершель полагал, что эти туманности были просто неразрешенными скоплениями звезд. Однако в 1790 году он обнаружил звезду, окруженную туманностью, и пришел к выводу, что это настоящая туманность, а не более далекое скопление.[15]

Начиная с 1864 г., Уильям Хаггинс исследовали спектры около 70 туманностей. Он обнаружил, что примерно у трети из них спектр излучения из газ. Остальные имели непрерывный спектр и, следовательно, считались состоящими из массы звезд.[17][18] Третья категория была добавлена ​​в 1912 г., когда Весто Слайфер показал, что спектр туманности, окружающей звезду Меропа совпали спектры Плеяды открытый кластер. Таким образом, туманность излучается отраженным звездным светом.[19]

Около 1923 г., после Великие дебатыстало ясно, что многие «туманности» на самом деле были галактиками, далекими от нашей.

Слайфер и Эдвин Хаббл продолжил сбор спектров от множества различных туманностей, обнаружив 29, которые имели спектры излучения, и 33, которые имели непрерывные спектры звездного света.[18] В 1922 году Хаббл объявил, что почти все туманности связаны со звездами, и их освещение исходит от звездного света. Он также обнаружил, что туманности с эмиссионным спектром почти всегда связаны со звездами, имеющими спектральную классификацию B или более горячую (включая все Звезды главной последовательности O-типа), а туманности со сплошным спектром - с более холодными звездами.[20] И Хаббл, и Генри Норрис Рассел пришли к выводу, что туманности, окружающие более горячие звезды, каким-то образом трансформируются.[18]

Формирование

NGC 604, туманность в Галактика Треугольник

Существуют различные механизмы образования туманностей разных типов. Некоторые туманности образуются из газа, который уже находится в межзвездная среда в то время как другие созданы звездами. Примеры первого случая: гигантские молекулярные облака, самая холодная и плотная фаза межзвездного газа, которая может образовываться при охлаждении и конденсации более диффузного газа. Примерами последнего случая являются планетарные туманности, образованные из материала, выделяемого звездой на поздних стадиях ее развития. звездная эволюция.

Области звездообразования представляют собой класс эмиссионных туманностей, связанных с гигантскими молекулярными облаками. Они образуются, когда молекулярное облако коллапсирует под собственным весом, образуя звезды. В центре могут образовываться массивные звезды, и их ультрафиолетовая радиация ионизирует окружающий газ, что делает его видимым на оптическом длины волн. Область ионизированного водорода, окружающая массивные звезды, известна как H II область в то время как оболочки нейтрального водорода, окружающие область H II, известны как область фотодиссоциации. Примеры областей звездообразования: Туманность Ориона, то Туманность Розетка и Омега Туманность. Обратная связь от звездообразования в виде взрывов сверхновых массивных звезд, звездных ветров или ультрафиолетового излучения массивных звезд или истечения маломассивных звезд может разрушить облако, разрушив туманность через несколько миллионов лет.

Другие туманности образуются в результате сверхновая звезда взрывы; предсмертные агонии массивных недолговечных звезд. Материалы, выброшенные в результате взрыва сверхновой, затем ионизируются энергией и компактным объектом, который производит ее ядро. Один из лучших примеров этого - Крабовидная туманность, в Телец. Событие сверхновой было зарегистрировано в 1054 году и помечено как SN 1054. Компактный объект, созданный после взрыва, находится в центре Крабовидной туманности, а его ядро ​​теперь представляет собой нейтронная звезда.

Еще другие туманности образуют планетарные туманности. Это заключительный этап жизни маломассивной звезды, такой как Солнце Земли. Звезды с массой до 8–10 масс Солнца эволюционируют в красные гиганты и медленно теряют свои внешние слои во время пульсаций в их атмосфере. Когда звезда потеряла достаточно материала, ее температура повышается и ультрафиолетовая радиация он излучает может ионизировать окружающая туманность, которую он сбросил. Наше Солнце создаст планетарную туманность, а ее ядро ​​останется позади в виде белый Гном.

Типы туманностей

Классические виды

Объекты, называемые туманностями, относятся к 4 основным группам. Прежде, чем их природа была понята, галактики («спиральные туманности») и звездные скопления слишком далекие, чтобы их можно было разрешить, поскольку звезды также классифицировались как туманности, но уже не так.

Не все облачно-подобные структуры называют туманностями; Объекты Хербига – Аро являются примером.

Диффузные туманности

Туманность Киля - пример диффузной туманности

Большинство туманностей можно описать как диффузные туманности, что означает, что они протяженные и не содержат четко определенных границ.[22] Диффузные туманности можно разделить на эмиссионные туманности, отражательные туманности и темные туманности.

Туманности видимого света можно разделить на эмиссионные туманности, которые излучают спектральная линия излучение от возбужденных или ионизированный газ (в основном ионизированный водород);[23] их часто называют H II регионы, H II относится к ионизованному водороду) и отражательные туманности, которые видны в основном благодаря отраженному ими свету.

Сами по себе отражательные туманности не излучают значительного количества видимого света, но находятся рядом со звездами и отражают свет от них.[23] Подобные туманности, не освещенные звездами, не демонстрируют видимого излучения, но могут быть обнаружены как непрозрачные облака, блокирующие свет от светящихся объектов позади них; они называются темные туманности.[23]

Хотя эти туманности имеют разную видимость в оптическом диапазоне длин волн, все они являются яркими источниками инфракрасный эмиссия, в основном из пыль внутри туманностей.[23]

Планетарные туманности

Основная статья: Планетарная туманность
Туманность Устрица - это планетарная туманность расположен в созвездии Камелопардалис

Планетарные туманности - это остатки заключительных стадий звездной эволюции для звезд с меньшей массой. Развитый асимптотическая ветвь гигантов звезды выталкивают свои внешние слои наружу из-за сильных звездных ветров, образуя газовые оболочки, оставляя после себя ядро ​​звезды в виде белый Гном.[23] Излучение горячего белого карлика возбуждает выброшенные газы, создавая эмиссионные туманности со спектрами, подобными спектрам эмиссионных туманностей, обнаруженных в звездообразование регионы.[23] Они есть H II регионы, потому что в основном водород ионизирован, но планетарные более плотные и компактные, чем туманности в областях звездообразования.[23]

Планетарные туманности получили свое название от первых астрономических наблюдателей, которые изначально не могли отличить их от планет и были склонны путать их с планетами, которые представляли для них больший интерес. Ожидается, что наше Солнце породит планетарную туманность примерно через 12 миллиардов лет после своего образования.[24]

Протопланетная туманность

В Туманность Вестбрук является примером протопланетная туманность расположен в созвездии Возничий
Основная статья: Протопланетная туманность

Протопланетная туманность (PPN) - это астрономический объект в кратковременном эпизоде ​​во время быстрого движения звезды. звездная эволюция между поздним асимптотическая ветвь гигантов (LAGB) фаза и следующая фаза планетарной туманности (PN).[25] Во время фазы AGB звезда теряет массу, испуская околозвездную оболочку из газообразного водорода. Когда эта фаза подходит к концу, звезда переходит в фазу PPN.

PPN получает энергию от центральной звезды, из-за чего она испускает сильное инфракрасное излучение и становится отражательной туманностью. Коллимированные звездные ветры из центральной формы звезды сотрясают оболочку и принимают осесимметричную форму, создавая при этом быстро движущийся молекулярный ветер.[26] Точная точка, когда PPN становится планетарной туманностью (PN), определяется температурой центральной звезды. Фаза PPN продолжается до тех пор, пока центральная звезда не достигнет температуры 30 000 К, после чего она станет достаточно горячей, чтобы ионизировать окружающий газ.[27]

Остатки сверхновой

В Крабовидная туманность, пример остаток сверхновой

А сверхновая звезда происходит, когда звезда большой массы достигает конца своей жизни. Когда термоядерная реакция в ядре звезды останавливается, звезда коллапсирует. Газ, падающий внутрь, либо отскакивает, либо настолько сильно нагревается, что расширяется наружу от ядра, вызывая взрыв звезды.[23] Расширяющаяся газовая оболочка образует остаток сверхновой, специальный диффузная туманность.[23] Хотя большая часть оптических и рентгеновский снимок излучение остатков сверхновой происходит от ионизированного газа, большая часть радио Эмиссия - это форма нетепловой эмиссии, называемая синхротронное излучение.[23] Это излучение происходит от высокоскоростного электроны колеблется внутри магнитные поля.

Известные названные туманности

Каталоги туманностей

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Знаменитые космические столбы чувствуют жар от взрыва звезды - Лаборатория реактивного движения
  2. ^ Туманность, Интернет-словарь этимологии
  3. ^ Словарь английского языка American Heritage, пятое издание. S.v. "туманность." Получено 23 ноября 2019 г. с https://www.thefreedictionary.com/nebula
  4. ^ Словарь английского языка Коллинза - полный и несокращенный, 12-е издание, 2014 г.. S.v. "туманность." Получено 23 ноября 2019 г. с https://www.thefreedictionary.com/nebula
  5. ^ Словарь колледжа Кернермана Вебстера Random House. S.v. "туманность." Получено 23 ноября 2019 г. с https://www.thefreedictionary.com/nebula
  6. ^ Словарь студенческих наук о американском наследии, второе издание. S.v. "туманность." Получено 23 ноября 2019 г. с https://www.thefreedictionary.com/nebula
  7. ^ Хауэлл, Элизабет (22 февраля 2013 г.). "На самом деле туманности не дают возможности спрятаться космическим кораблям". Вселенная сегодня.
  8. ^ Кларк, Роджер Н. «Визуальная астрономия глубокого неба». Издательство Кембриджского университета. п. 98.
  9. ^ Куницш, П. (1987), "Средневековая ссылка на туманность Андромеды" (PDF), ESO Messenger, 49: 42–43, Bibcode:1987Мснгр..49 ... 42К, получено 2009-10-31
  10. ^ а б Джонс, Кеннет Глин (1991). Туманности Мессье и звездные скопления. Издательство Кембриджского университета. п. 1. ISBN 0-521-37079-5.
  11. ^ а б Харрисон, Т. Г. (март 1984 г.). «Туманность Ориона - где она находится в истории». Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества. 25 (1): 70–73. Bibcode:1984QJRAS..25 ... 65H.
  12. ^ Лундмарк, К. (1921). «Предполагаемые новые звезды, зафиксированные в старых хрониках и среди недавних наблюдений за меридианами». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 33: 225. Bibcode:1921PASP ... 33..225L. Дои:10.1086/123101.
  13. ^ Mayall, N.U. (1939). "Крабовидная туманность - вероятная сверхновая звезда". Астрономическое общество тихоокеанских листовок. 3: 145. Bibcode:1939АСПЛ .... 3..145М.
  14. ^ Галлей, Э. (1714–1716). «Отчет о нескольких туманностях или прозрачных пятнах, подобных облакам, недавно обнаруженных среди неподвижных звезд с помощью телескопа». Философские труды. XXXIX: 390–92.
  15. ^ а б Хоскин, Майкл (2005). "Незаконченное дело: поиск туманностей Уильямом Гершелем". Британский журнал истории науки. 43: 305–320. Bibcode:2005HisSc..43..305H. Дои:10.1177/007327530504300303.
  16. ^ Философские труды. Т. 1786. с.457.
  17. ^ Уоттс, Уильям Маршалл; Хаггинс, сэр Уильям; Леди Хаггинс (1904 г.). Введение в изучение спектрального анализа. Longmans, Green, and Co., стр.84–85. Получено 2009-10-31.
  18. ^ а б c Струве, Отто (1937). «Последние достижения в изучении отражательных туманностей». Популярная астрономия. 45: 9–22. Bibcode:1937ПА ..... 45 .... 9С.
  19. ^ Слайфер, В. М. (1912). «О спектре туманности в Плеядах». Бюллетень обсерватории Лоуэлла. 1: 26–27. Bibcode:1912LowOB ... 2 ... 26S.
  20. ^ Хаббл, Э. П. (декабрь 1922 г.). «Источник светимости в галактических туманностях». Астрофизический журнал. 56: 400–438. Bibcode:1922ApJ .... 56..400H. Дои:10.1086/142713.
  21. ^ "Звездный приступ чихания". ЕКА / Хаббл Изображение недели. Получено 16 декабря 2013.
  22. ^ "Каталог Мессье: диффузные туманности". САСЫ. Архивировано из оригинал на 1996-12-25. Получено 2007-06-12.
  23. ^ а б c d е ж грамм час я j Ф. Х. Шу (1982). Физическая Вселенная. Милл-Вэлли, Калифорния: Научные книги университета. ISBN 0-935702-05-9.
  24. ^ Chaisson, E .; Макмиллан, С. (1995). Астрономия: путеводитель по вселенной для новичков (2-е изд.). Река Аппер Сэдл, Нью-Джерси: Прентис-Холл. ISBN 0-13-733916-X.
  25. ^ Р. Сахай; К. Санчес Контрерас; М. Моррис (2005). "Предпланетная туманность Морская звезда: IRAS 19024 + 0044" (PDF). Астрофизический журнал. 620 (2): 948–960. Bibcode:2005ApJ ... 620..948S. Дои:10.1086/426469.
  26. ^ Davis, C.J .; Smith, M.D .; Gledhill, T. M .; Варрикатт, В. П. (2005). "Эшелле-спектроскопия протопланетных туманностей в ближнем инфракрасном диапазоне: исследование быстрого ветра в H2". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 360 (1): 104–118. arXiv:astro-ph / 0503327. Bibcode:2005МНРАС.360..104Д. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2005.09018.x.
  27. ^ Volk, Kevin M .; Квок, Солнце (1 июля 1989 г.). «Эволюция протопланетных туманностей». Астрофизический журнал. 342: 345–363. Bibcode:1989ApJ ... 342..345В. Дои:10.1086/167597.

внешняя ссылка