Obsah článku

NEBELS. Predtým astronómovia používali tento názov pre všetky nebeské objekty, ktoré sú nehybné vzhľadom na hviezdy, ktoré na rozdiel od nich majú difúzny, rozmazaný vzhľad, ako malý oblak (latinský výraz používaný v astronómii pre „hmlovinu“ hmlovina znamená "oblak"). Postupom času sa ukázalo, že niektoré z nich, napríklad hmlovina v Orione, sú zložené z medzihviezdneho plynu a prachu a patria do našej Galaxie. Iné „biele“ hmloviny, ako napríklad Andromeda a Triangulum, sa ukázali ako gigantické hviezdne systémy podobné Galaxii. Tu budeme hovoriť o plynných hmlovinách.

Do polovice 19. stor. astronómovia verili, že všetky hmloviny sú vzdialené zhluky hviezd. Ale v roku 1860 W. Hoggins pomocou spektroskopu prvýkrát ukázal, že niektoré hmloviny sú plynné. Keď svetlo prechádza spektroskopom obyčajná hviezda, existuje súvislé spektrum, v ktorom sú zastúpené všetky farby od fialovej po červenú; v niektorých častiach spektra hviezdy sú úzke tmavé absorpčné čiary, ale je dosť ťažké si ich všimnúť - sú viditeľné iba na kvalitných fotografiách spektier. Preto pri pozorovaní okom spektrum hviezdokopy vyzerá ako súvislé farebný pruh. Emisné spektrum riedeného plynu naopak pozostáva zo samostatných jasných čiar, medzi ktorými nie je prakticky žiadne svetlo. To je presne to, čo Hoggins videl pri pozorovaní určitých hmlovín cez spektroskop. Novšie pozorovania potvrdili, že mnohé hmloviny sú skutočne oblaky horúceho plynu. Astronómovia často nazývajú "hmloviny" a tmavé difúzne objekty - tiež oblaky medzihviezdneho plynu, ale studené.

typy hmlovín.

Hmloviny sa delia na tieto hlavné typy: difúzne hmloviny alebo oblasti H II, ako je hmlovina Orion; reflexné hmloviny, ako hmlovina Merope v Plejádach; tmavé hmloviny, ako napríklad Coal Sack, ktoré sú zvyčajne spojené s molekulárnymi mrakmi; zvyšky supernovy ako hmlovina Retikulum v Labute; planetárne hmloviny, ako napríklad Prsteň v Lýre.

difúzne hmloviny.

Široký pozoruhodné príklady difúzne hmloviny - to je hmlovina Orion na zimnej oblohe, ako aj lagúna a trojitá (trojitá) - v lete. Tmavé čiary, ktoré rozdeľujú Trojitú hmlovinu, sú studené prachové oblaky, ktoré ležia pred ňou. Vzdialenosť od tejto hmloviny je cca. 2200 sv. rokov a jeho priemer je o niečo menší ako 2 sv. rokov. Hmotnosť tejto hmloviny je 100-krát väčšia ako hmotnosť Slnka. Niektoré difúzne hmloviny, ako napríklad Lagoon 30 Doradus a hmlovina Orion, sú oveľa väčšie a masívnejšie.

Na rozdiel od hviezd, plynné hmloviny nemajú vlastný zdroj energie; žiaria len vtedy, ak sú vo vnútri alebo v blízkosti horúce hviezdy s povrchovou teplotou 20 000 – 40 000 ° C. Tieto hviezdy vyžarujú ultrafialové žiarenie, ktorý je absorbovaný plynom hmloviny a znovu vyžarovaný vo forme viditeľné svetlo. Toto svetlo prejde spektroskopom a rozdelí sa na charakteristické emisné čiary rôzne prvky plynu.

Reflexné hmloviny.

Reflexná hmlovina vzniká, keď je oblak prachových častíc rozptyľujúcich svetlo osvetlený blízkou hviezdou, ktorá nie je dostatočne horúca, aby spôsobila žiaru plynu. Malé reflexné hmloviny sú niekedy viditeľné v blízkosti formujúcich sa hviezd.

Tmavé hmloviny.

Tmavé hmloviny sú oblaky zložené prevažne z plynu a čiastočne z prachu (v hmotnostnom pomere ~ 100:1). V optickom dosahu od nás pokrývajú stred Galaxie a sú viditeľné ako čierne škvrny pozdĺž celej Mliečnej dráhy, napr. Veľké zlyhanie v Swane. Ale v infračervenom a rádiovom rozsahu tieto hmloviny vyžarujú pomerne aktívne. Niektoré z nich teraz tvoria hviezdy. Hustota plynu je v nich oveľa vyššia ako v medzioblačnom priestore a teplota je nižšia, od - 260 do - 220 ° C. Pozostávajú najmä z molekulárny vodík, ale nachádzajú sa v nich aj iné molekuly až po molekuly aminokyselín.

Zvyšky supernovy.

Keď staršia hviezda exploduje, jej vonkajšie vrstvy sa odlupujú rýchlosťou cca. 10 000 km/s. Táto rýchlo sa pohybujúca látka, podobne ako buldozér, naberá pred sebou medzihviezdny plyn a spolu vytvárajú štruktúru podobnú hmlovine Labuť. Pri zrážke sa pohybujúce a stacionárne látky zahrievajú v silnej rázovej vlne a žiaria bez nej dodatočné zdroje energie. Teplota plynu v tomto prípade dosahuje stovky tisíc stupňov a stáva sa zdrojom röntgenové žiarenie. Okrem toho sa v rázovej vlne zväčšuje medzihviezdne magnetické pole a nabité častice – protóny a elektróny – sa urýchľujú na energie oveľa vyššie ako je energia tepelného pohybu. Pohyb týchto rýchlo nabitých častíc v magnetickom poli spôsobuje žiarenie v rádiovom dosahu, ktoré sa nazýva netepelné.

Najzaujímavejším zvyškom supernovy je Krabia hmlovina. V nej sa vyvrhnutý plyn supernovy ešte nezmiešal s medzihviezdnou hmotou.

V roku 1054 bol viditeľný výbuch hviezdy v súhvezdí Býka. Obrázok ohniska, zrekonštruovaný z čínskych kroník, ukazuje, že išlo o výbuch supernovy, ktorý vo svojom maxime dosiahol svietivosť 100 miliónov krát vyššiu ako svietivosť slnka. Krabia hmlovina sa nachádza práve na mieste prepuknutia. Meraním uhlovej veľkosti a rýchlosti rozpínania hmloviny a ich delením vypočítali, kedy táto expanzia začala – vyšlo takmer presne 1054. Niet pochýb: Krabia hmlovina je zvyškom supernovy.

V spektre tejto hmloviny je každá čiara rozvetvená. Je zrejmé, že jedna zložka čiary, posunutá na modrú stranu, pochádza z časti škrupiny, ktorá sa k nám blíži, a druhá, posunutá na červenú stranu, pochádza z časti škrupiny, ktorá sa vzďaľuje. Pomocou Dopplerovho vzorca sme vypočítali expanznú rýchlosť (1200 km/s) a porovnaním s uhlovou expanznou rýchlosťou sme určili vzdialenosť do krabia hmlovina: Dobre. 3300 St. rokov.

Krabia hmlovina má komplexná štruktúra: jeho vonkajšia vláknitá časť vyžaruje jednotlivé emisné čiary charakteristické pre horúci plyn; vnútri tejto škrupiny amorfné telo, ktorého žiarenie má spojité spektrum a je silne polarizované. Okrem toho odtiaľ pochádza silné netepelné rádiové vyžarovanie. Dá sa to vysvetliť len tak, že vo vnútri hmloviny sa rýchle elektróny pohybujú v magnetickom poli, pričom vyžarujú synchrotrónové žiarenie v veľký rozsah spektrum - od rádia po röntgen. Dlhé roky zostával zdroj rýchlych elektrónov v Krabej hmlovine záhadný, až sa v roku 1968 podarilo objaviť v jej strede rýchlo rotujúcu neutrónovú hviezdu – pulzar, pozostatok masívnej hviezdy, ktorá explodovala asi pred 950 rokmi. Neutrónová hviezda, ktorá robí 30 otáčok za sekundu a má obrovské magnetické pole, vrhá prúdy rýchlych elektrónov zodpovedných za pozorované žiarenie do okolitej hmloviny.

Ukázalo sa, že mechanizmus synchrotrónového žiarenia je medzi aktívnymi astronomickými objektmi veľmi bežný. V našej Galaxii je možné poukázať na mnohé zvyšky supernov, ktoré vyžarujú v dôsledku pohybu elektrónov v magnetickom poli, napríklad silný rádiový zdroj Cassiopeia A, s ktorým je v optickom rozsahu spojený expandujúci vláknitý obal. Z jadra obrovskej eliptickej galaxie M 87 je vyvrhnutý tenký prúd horúcej plazmy s magnetickým poľom, ktorý vyžaruje vo všetkých rozsahoch spektra. Nie je jasné, či aktívne procesy v jadrách rádiových galaxií a kvazarov súvisia so supernovami, ale fyzikálnych procesovžiarenia v nich sú veľmi podobné.

planetárne hmloviny.

Najjednoduchšie galaktické hmloviny sú planetárne. Je ich okolo dvetisíc a celkovo je ich cca. 20 000. Sú sústredené v galaktickom disku, ale negravitujú, ako difúzne hmloviny, do špirálových ramien.

Pri pohľade cez malý ďalekohľad vyzerajú planetárne hmloviny ako fuzzy disky bez väčších detailov, a preto pripomínajú planéty. Mnohé z nich majú v blízkosti stredu modrú farbu. horúca hviezda; typický príklad Prsteňová hmlovina v Lýre. Rovnako ako difúzne hmloviny, ich žiara pochádza z ultrafialového žiarenia hviezdy vo vnútri.

Spektrálna analýza.

Analyzovať spektrálne zloženiežiarenie hmloviny často používa bezštrbinový spektrograf. V najjednoduchšom prípade je v blízkosti ohniska ďalekohľadu umiestnená konkávna šošovka, ktorá mení zbiehajúci sa lúč svetla na paralelný. Smeruje k hranolu resp strúhanie, rozdelenie lúča do spektra a následné zaostrenie svetla na fotografickú dosku s konvexnou šošovkou, pričom sa nezíska jeden obraz objektu, ale niekoľko - podľa počtu emisných čiar v jeho spektre. Obraz centrálnej hviezdy je však roztiahnutý do čiary, keďže má spojité spektrum.

V spektrách plynové hmloviny linky všetkých podstatné prvky: vodík, hélium, dusík, kyslík, neón, síra a argón. Navyše, rovnako ako inde vo vesmíre, vodík a hélium sú oveľa viac ako iné.

K excitácii atómov vodíka a hélia v hmlovine nedochádza rovnako ako v laboratórnej plynovej výbojke, kde prúd rýchlych elektrónov, bombardujúcich atómy, ich prenáša do vyššieho energetický stav, po ktorom sa atóm vráti do normálny stav, vyžarujúce svetlo. V hmlovine sa nenachádzajú také energetické elektróny, ktoré by svojim dopadom dokázali vybudiť atóm, t.j. „vyhodiť“ svoje elektróny na vyššie dráhy. V hmlovine dochádza k „fotoionizácii“ atómov ultrafialovým žiarením centrálnej hviezdy, t.j. energia prichádzajúceho kvanta stačí na úplné odtrhnutie elektrónu od atómu a jeho „voľný let“. V priemere uplynie 10 rokov, kým sa voľný elektrón stretne s iónom a tie sa rekombinujú (rekombinujú) na neutrálny atóm, pričom sa uvoľní väzbová energia vo forme svetelných kvánt. Rekombinačné emisné čiary sú pozorované v rádiovom, optickom a infračervenom spektrálnom rozsahu.

Najsilnejšie emisné čiary v planetárnych hmlovinách patria atómom kyslíka, ktoré stratili jeden alebo dva elektróny, ako aj dusíku, argónu, síre a neónu. Navyše vyžarujú také čiary, ktoré nie sú nikdy pozorované v ich laboratórnych spektrách, ale objavujú sa iba za podmienok charakteristických pre hmloviny. Tieto riadky sa nazývajú „zakázané“. Faktom je, že atóm sa zvyčajne nachádza v vzrušený stav menej ako milióntinu sekundy a potom sa vráti do normálu a vyžaruje kvantum. Existujú však určité energetické úrovne, medzi ktorými atóm robí prechody veľmi „neochotne“, pričom zostáva v excitovanom stave niekoľko sekúnd, minút a dokonca hodín. Počas tejto doby v podmienkach relatívne hustého laboratórneho plynu sa atóm nevyhnutne zrazí s voľným elektrónom, ktorý zmení svoju energiu a prechod je vylúčený. Ale v extrémne riedkej hmlovine sa excitovaný atóm dlho nezrazí s inými časticami a nakoniec dôjde k „zakázanému“ prechodu. Preto zakázané čiary prvýkrát objavili nie fyzici v laboratóriách, ale astronómovia, ktorí pozorovali hmloviny. Keďže sa tieto čiary nenachádzali v laboratórnych spektrách, istý čas sa dokonca verilo, že patria na Zemi neznámemu prvku. Chceli ho nazvať „nebulium“, no nedorozumenie sa čoskoro vyjasnilo. Tieto čiary sú viditeľné v spektrách planetárnych aj difúznych hmlovín. Spektrá takýchto hmlovín obsahujú aj slabú súvislú emisiu vznikajúcu rekombináciou elektrónov s iónmi.

Na spektrogramoch hmlovín získaných pomocou štrbinového spektrografu čiary často vyzerajú prerušované a rozdelené. Ide o Dopplerov efekt, ktorý naznačuje relatívny pohyb častí hmloviny. Planetárne hmloviny sa zvyčajne rozširujú radiálne od centrálnej hviezdy rýchlosťou 20–40 km/s. Škrupiny supernov sa rozširujú oveľa rýchlejšie a vzrušujú pred nimi rázovú vlnu. V difúznych hmlovinách sa namiesto všeobecného rozpínania zvyčajne pozoruje turbulentný (chaotický) pohyb jednotlivých častí.

Dôležitým znakom niektorých planetárnych hmlovín je vrstvenie ich monochromatického žiarenia. Napríklad emisia jednoducho ionizovaného atómového kyslíka (po strate jedného elektrónu) je pozorovaná v obrovskej oblasti, vo veľkej vzdialenosti od centrálnej hviezdy, zatiaľ čo dvakrát ionizovaný (t. j. po strate dvoch elektrónov) kyslík a neón sú viditeľné iba v vnútorná časť hmloviny, pričom štvornásobne ionizovaný neón alebo kyslík sú badateľné len v jej centrálnej časti. Tento fakt sa vysvetľuje tým, že energetické fotóny potrebné na silnejšiu ionizáciu atómov sa nedostanú do vonkajších oblastí hmloviny, ale sú pohltené plynom neďaleko hviezdy.

Z hľadiska chemického zloženia sú planetárne hmloviny veľmi rôznorodé: prvky syntetizované vo vnútri hviezdy, niektoré z nich boli zmiešané s látkou vyvrhnutej škrupiny, zatiaľ čo iné nie. Zloženie zvyškov supernov je ešte komplikovanejšie: hmota vyvrhnutá hviezdou je z veľkej časti zmiešaná s medzihviezdnym plynom a navyše rôzne fragmenty toho istého zvyšku majú niekedy odlišné chemické zloženie (ako v Cassiopeii A). Pravdepodobne je táto látka vyvrhnutá z rôznych hĺbok hviezdy, čo umožňuje testovať teóriu hviezdneho vývoja a výbuchov supernov.

Pôvod hmlovín.

Difúzne a planetárne hmloviny majú úplne odlišný pôvod. Difúzne sa vždy nachádzajú v oblastiach tvorby hviezd - zvyčajne v špirálových ramenách galaxií. Zvyčajne sú spojené s veľkými a studenými oblakmi plynu a prachu, v ktorých vznikajú hviezdy. Jasná difúzna hmlovina je malý kúsok takéhoto oblaku zohrievaný blízkou horúčavou masívna hviezda. Keďže takéto hviezdy vznikajú zriedkavo, difúzne hmloviny nie vždy sprevádzajú studené oblaky. Napríklad v Orione sú také hviezdy, takže sú tam nejaké difúzne hmloviny, ale tie sú maličké v porovnaní s neviditeľným tmavým mrakom, ktorý zaberá takmer celé súhvezdie Orion. V malej hviezdotvornej oblasti v Býkovi nie sú žiadne jasné horúce hviezdy, a teda ani viditeľné difúzne hmloviny (v blízkosti aktívnych mladých hviezd T Tauri je len niekoľko slabých hmlovín).

Planetárne hmloviny sú škrupiny, na ktoré hviezdy padajú záverečná fáza ich vývoj. Normálna hviezda svieti vďaka prúdeniu v jej jadre termonukleárne reakcie ktoré premieňajú vodík na hélium. Keď sa však zásoby vodíka v jadre hviezdy vyčerpajú, nastanú v nej rýchle zmeny: héliové jadro sa stiahne, obal sa roztiahne a hviezda sa zmení na červeného obra. Zvyčajne sú to premenné hviezdy ako Mira Ceti alebo OH / IR s obrovskými pulzujúcimi mušľami. Nakoniec zhodili vonkajšie časti svojich schránok. Neobalená vnútorná časť hviezdy má veľmi vysokú teplotu, niekedy až nad 100 000 °C. Postupne sa sťahuje a mení sa na bieleho trpaslíka bez jadrového zdroja energie a pomaly chladnúceho. Planetárne hmloviny sú teda vyvrhované ich centrálnymi hviezdami, zatiaľ čo difúzne hmloviny, ako je hmlovina Orion, sú materiálom, ktorý zostal nevyužitý v procese tvorby hviezd.

- Toto typy hmlovín. Sú nádherné, majestátne, uhrančivé a aj napriek tomu, že je ťažké ich odhaliť ďalekohľadom, nadšenci pozorovania trávia veľa času ich hľadaním. Sú jedinečné, každá nie je ako druhá. Rozmery vo vesmíre sú relatívne malé a vzďaľujú nás od nás malé vzdialenosti (v astronomických hodnotách). Pozostávajú hlavne z vodíka – 90 % a hélia – 9,9 %. V rámci tohto článku nebudeme uvažovať o príslušnosti k jednej alebo druhej z hmlovín, naša úloha je iná. A dovoľte mi, aby som sa už nevyjadroval, ale pokračoval priamo k veci.

1. Difúzna hmlovina

Difúzna hmlovina Lagúna

Difúzne hmloviny na rozdiel od hviezd nemajú vlastný zdroj energie. Žiara v nich je spôsobená horúcimi hviezdami, ktoré sú vo vnútri alebo vedľa nej. Takéto hmloviny sú bežnejšie na „vetvách“ galaxií, kde dochádza k aktívnej tvorbe hviezd a ide o látku, ktorá nebola zahrnutá do zloženia hviezdy.

Difúzne hmloviny majú prevažne červenú farbu - je to kvôli množstvu vodíka v nich. Zelená a modré farby povedzte nám o iných chemických prvkoch, ako je hélium, dusík, ťažké kovy.

Tieto hmloviny patria medzi najobľúbenejšie a dostupné na pozorovanie v zariadeniach s malým nárastom - Hmlovina Orión v súhvezdí Orion, ktoré som spomínal v článku.

Často sa nazývajú difúzne hmloviny emisie.

2. Reflexná hmlovina

Reflexná hmlovina "Hlava čarodejnice"

Reflexná hmlovina nevyžaruje žiadnu vlastné svetlo. Je to oblak plynu a prachu, ktorý odráža svetlo blízkych hviezd. Rovnako ako difúzne hmloviny sa aj reflexné hmloviny nachádzajú v oblastiach aktívnej tvorby hviezd. Vo väčšej miere majú modrastý odtieň, pretože. šíri sa lepšie ako ostatné.

Dnes nie je známych veľa hmlovín tohto typu - asi 500.

Niektoré zdroje nerozlišujú reflexnú hmlovinu samostatne, ale klasifikujú ju ako difúznu hmlovinu.

3. Temná hmlovina

Tmavá hmlovina "Konská hlava"

Takáto hmlovina vzniká v dôsledku prekrývania svetla z objektov umiestnených za ňou. Toto je oblak. Zloženie je takmer totožné s predchádzajúcou odrazovou hmlovinou, líši sa len umiestnením svetelného zdroja.

Spravidla sa tmavá hmlovina pozoruje spolu s reflexnou alebo difúznou hmlovinou. Skvelý príklad na fotografii vyššie. "Hlava koňa"- tu tmavá oblasť blokuje svetlo z oveľa väčšej difúznej hmloviny za ňou. V amatérskom ďalekohľade budú takéto hmloviny mimoriadne ťažké alebo takmer nemožné vidieť. V rádiovom dosahu však aj takéto hmloviny aktívne vyžarujú elektromagnetické vlny.

4 Planetárna hmlovina

Planetárna hmlovina M 57

Možno najkrajší typ hmlovín. Takáto hmlovina je spravidla výsledkom konca života hviezdy, t.j. jeho výbuch a rozptyl plynu do kozmického priestoru. Napriek tomu, že hviezda exploduje, nazýva sa planetárna. Je to spôsobené tým, že pri pozorovaní takéto hmloviny vyzerajú ako planéty. Väčšina z nich má okrúhly alebo oválny tvar. Plynový obal umiestnený vo vnútri je osvetlený zvyškami samotnej hviezdy.

Celkovo bolo objavených asi dvetisíc planetárnych hmlovín, hoci len v našej galaxii Mliečna dráha je ich viac ako 20 000.

5 Pozostatok supernovy

Krabia hmlovina M 1

Supernova- ide o prudké zvýšenie jasu hviezdy v dôsledku jej výbuchu a vymrštenia obrovské množstvo energie do vonkajšieho vesmírneho prostredia.

Vyššie uvedená fotografia ukazuje skvelý príklad výbuch hviezdy, pri ktorej sa vyvrhnutý plyn ešte nezmiešal s medzihviezdnou hmotou. Na základe čínskych kroník bola táto explózia zachytená v roku 1054. Musíme však pochopiť, že vzdialenosť od Krabie hmloviny je asi 3300 svetelných rokov.

To je všetko. Existuje 5 typov hmlovín, ktoré musíte poznať a vedieť ich rozpoznať. Dúfam, že sa mi podarilo sprostredkovať vám informácie prístupnou formou a jednoduchým jazykom. Ak máte nejaké otázky - pýtajte sa, napíšte do komentárov. Ďakujem.

Pozorovanie z hlbín vesmíru tajomné predmety už dávno vzbudil záujem ľudí sledujúcich oblohu. Dokonca aj staroveký grécky vedec Hipparchos vo svojom katalógu zaznamenal prítomnosť niekoľkých hmlistých objektov na nočnej oblohe. Jeho kolega Ptolemaios pridal na zoznam ďalších päť hmlovín. V 17. storočí Galileo vynašiel ďalekohľad a s jeho pomocou bol schopný vidieť hmloviny Orion a Andromeda. Odvtedy, ako sa teleskopy a iné prístroje zdokonaľovali, začali nové objavy vonkajší priestor. A hmloviny boli klasifikované ako samostatná trieda hviezdnych objektov.

Postupom času bolo známych veľa hmlovín. Začali prekážať vedcom a astronómom pri hľadaní nových objektov. AT koniec XVIII storočia, pri štúdiu určitých objektov – komét, zostavil Charles Messier „katalóg difúznych stacionárnych objektov“, ktoré vyzerali ako kométy. Ale kvôli nedostatku dostatočnej technickej podpory tento katalóg obsahuje hmloviny aj galaxie spolu s guľovými hviezdokopami.

Tak ako sa zlepšili teleskopy, zlepšila sa aj samotná astronómia. Pojem „hmlovina“ nadobudol nové farby a bol neustále zdokonaľovaný. Niektoré typy hmlovín boli identifikované ako hviezdokopy, niektoré boli klasifikované ako absorbujúce a v 20. rokoch minulého storočia bol Hubbleov schopný určiť povahu hmlovín a zvýrazniť oblasti galaxií.

Portál vám povie o teóriách pôvodu hmlovín, ich približnom počte, typoch a vzdialenosti od našej planéty. Portál prevádzkuje čisto vedecky overené fakty a najpopulárnejšie nápady.

Klasifikácia a typy hmlovín na stránke portálu

Primárny princíp, podľa ktorého sa hmloviny klasifikujú, je to, či absorbujú alebo rozptyľujú (vyžarujú) svetlo. Toto kritérium rozdeľuje hmloviny na svetlé a tmavé. Vyžarovanie svetla závisí od ich pôvodu. A zdroje energie, ktoré vzbudzujú ich žiarenie, závisia od ich vlastnej povahy. Veľmi často v hmlovine môže fungovať nie jeden, ale dva radiačné mechanizmy. Tmavé je možné vidieť iba prostredníctvom absorpcie zdrojov žiarenia umiestnených za nimi.

Ale ak je prvý princíp klasifikácie presný, potom druhý (rozdelenie hmlovín na prašné a plynné) je podmienený princíp. Každá hmlovina obsahuje prach a plyn. Toto rozdelenie je spôsobené rôznymi mechanizmami žiarenia a metódami pozorovania. Prítomnosť prachu je najlepšie pozorovať, keď žiarenie pohlcujú tmavé hmloviny, ktoré sa nachádzajú za zdrojmi. Vnútorné žiarenie plynných zložiek hmloviny je viditeľné, keď je ionizovaná ultrafialovým svetlom alebo keď sa medzihviezdne médium zahrieva. Posledný proces je možný po dopade vlny, ktorá vznikla po výbuchu supernovy.

Tmavá hmlovina je reprezentovaná ako hustý, najčastejšie molekulárny oblak medzihviezdneho prachu a plynu. Absorbovaním svetla sa oblak stáva nepriehľadným. Najčastejšie sú tmavé hmloviny viditeľné na pozadí svetlých. Vedci si ich na pozadí Mliečnej dráhy všimnú len veľmi zriedkavo. Nazývajú sa obrovské gule.

Absorpcia svetla Av v tme kolíše v širokých medziach. Môže dosiahnuť ukazovatele: od 1–10 m do 10–100 m. Štruktúru hmlovín s vysokou absorpciou je možné študovať len metódami submilimetrovej astronómie a rádioastronómie, pri pozorovaní Infra červená radiácia a molekulárne rádiové linky. Jednotlivé tulene sa často nachádzajú v samotnej hmlovine s hodnotou Av až 10 000 m. Podľa teórií pokročilých astrofyzikov tam vznikajú hviezdy.

V priesvitných častiach hmlovín je v optickej oblasti jasne viditeľná vláknitá štruktúra. Všeobecné predĺženie a vlákna sú spojené s prítomnosťou magnetických polí, ktoré bránia pohybu hmoty cez magnetohydrodynamické nestability a siločiary. Toto spojenie je spôsobené tým, že prachové častice sú nabité elektrinou.

Ďalší svetlý typ Hmlovina je reflexná hmlovina. Sú to oblaky plynu a prachu osvetlené hviezdami. Ak sa hviezdy nachádzajú v medzihviezdnom oblaku alebo blízko neho, ale nie sú veľmi horúce, aby sa znížilo množstvo vodíka okolo nich, potom je hlavným zdrojom optické žiarenie samotná hmlovina sa stáva svetlom hviezd rozptýleným medzihviezdnym prachom. Pozoruhodný príklad podobný jav nájdeme okolo hviezd Plejád.

Väčšina reflexných hmlovín sa nachádza v blízkosti roviny Mliečnej dráhy. V niektorých prípadoch je prítomnosť takýchto hmlovín pozorovaná vo vysokých galaktických šírkach. Tieto molekulárne oblaky majú rôzne veľkosti, tvar, hustotu a hmotnosť a sú osvetlené kombinovaným žiarením hviezd Mliečnej dráhy. Je ťažké ich študovať, pretože jas povrchu je veľmi nízky. Niekedy na obrázkoch galaxií sú na fotografiách viditeľné neexistujúce detaily - prepojky, chvosty atď.

Malá časť reflexných hmlovín má vzhľad podobný kométe. Nazývajú sa kométy. V názve takejto hmloviny je spravidla premenná hviezda typu Býk. Osvetľuje hmlovinu. Majú premenlivú jasnosť a majú malú veľkosť, asi stotiny parseku.

Svetelná ozvena je najvzácnejší typ reflexnej hmloviny. Pozoruhodným príkladom je výsledný blesk nová hviezda v súhvezdí Perzeus. Tento záblesk osvetlil prach, čo spôsobilo, že výsledná hmlovina bola viditeľná niekoľko rokov. A kým bola vo vesmíre, pohybovala sa rýchlosťou svetla. Okrem svetelných ozvien vznikajú po takýchto incidentoch aj plynné hmloviny.

Väčšina reflexných hmlovín má jemnovláknitú štruktúru, teda sústavu takmer rovnobežných vlákien. Ich hrúbka môže dosiahnuť niekoľko stotín parseku. Tieto vlákna sú výsledkom prenikania magnetického poľa do flautovej nestability hmloviny. Vlákna prachu a plynu sa oddeľujú siločiary v magnetickom poli a prenikajú medzi ne.

Vlastnosti prachu, ako je albedo, tvar, orientácia zŕn, indikátor rozptylu a veľkosť, umožnili vedcom a astronautom študovať distribúciu polarizácie svetla a jasu na povrchu reflexných hmlovín.

Radiáciou ionizované hmloviny sú oblasti medzihviezdneho plynu, ktoré sú vysoko ionizované hviezdnym žiarením. Toto žiarenie môže pochádzať aj z iných zdrojov. Takéto hmloviny sa študujú predovšetkým v oblastiach ionizovaného vodíka, spravidla je to zóna H II. V takýchto zónach je hmota úplne ionizovaná. Jeho teplota je asi 104 K. Zohrieva sa vplyvom vnútorného ultrafialového žiarenia. Vo vnútri H II zón sa hviezdne žiarenie v Lymanovom kontinuu transformuje na podriadené sériové žiarenie (zodpovedajúce Rosselandovej vete). Z tohto dôvodu spektrum hmlovín obsahuje jasné čiary Belmerovho radu a Lyman-alfa čiary.

Súčasťou týchto hmlovín sú aj zóny ionizovaného uhlíka – C II. Uhlík v nich je úplne ionizovaný svetlom hviezd. Zóny C II sa spravidla nachádzajú okolo zón H II. Vyrábajú sa vďaka nízkemu ionizačnému potenciálu uhlíka v porovnaní s vodíkom. Môžu sa vytvárať aj okolo hviezd s vysokým spektrálnym typom v hustotách medzihviezdneho prostredia. Okolo silných röntgenových zdrojov vznikajú aj hmloviny ionizované žiarením. Majú viac vysoké teploty ako v zónach H II a relatívne vysoký stupeň ionizácie.

Planetárne hmloviny sú najbežnejším typom emisných hmlovín. Vytvárajú ich vytekajúce horné atmosféry hviezd. Takáto hmlovina žiari a rozširuje sa v optickom dosahu. Prvýkrát ich objavil v 17. storočí Herschel a nazval ich tak kvôli ich podobnosti s kotúčmi planét. Ale nie všetky planetárne hmloviny majú tvar disku; niektoré sú zaoblené prstence. Vo vnútri takýchto hmlovín je pozorovaná jemná štruktúra vo forme špirál, výtryskov a malých guľôčok. Takéto hmloviny sa rozpínajú rýchlosťou 20 km/s a ich hmotnosť sa rovná 0,1 hmotnosti Slnka. Žijú asi 10 tisíc rokov.

Portál poskytuje iba overené a aktuálne informácie. Zavedieme vás do tajomný svet priestor. A vďaka astronómom a astrofyzikom už hmloviny nie sú takou obrovskou záhadou ako kedysi.

Okrem zvyčajných, dlhovekých, hmlových útvarov existujú aj krátkodobé vytvorené rázovými vlnami. Zmiznú, keď zmizne kinetická energia pohybujúceho sa plynu. Existuje niekoľko zdrojov výskytu takýchto rázových vĺn. Najčastejšie - je to výsledok výbuchu hviezdy. Menej často - hviezdny vietor, záblesky nových a supernov. V každom prípade existuje jeden zdroj emisií podobná látka- hviezda. Hmloviny tohto pôvodu majú tvar rozpínajúcej sa škrupiny alebo tvar gule. Materiál uvoľnený z výbuchu môže mať rôzne rýchlosti od stoviek do tisícov km / s, preto teplota plynu za rázovou vlnou nedosahuje milióny, ale miliardy stupňov.

Plyn zohriaty na obrovské teploty vyžaruje v rozsahu röntgenových lúčov ako v spektrálne čiary, ako aj v spojitom spektre. V spektrálnych optických čiarach žiari slabo. Pri stretnutí s nehomogenitou medzihviezdneho média sa rázová vlna ohne okolo tesnení. Vo vnútri samotného tesnenia sa šíri jeho vlastná rázová vlna. Spôsobuje aj žiarenie v líniách spektra optického rozsahu. V dôsledku toho vznikajú svetlé vlákna, ktoré sú na fotografiách dokonale viditeľné.

Najjasnejšie post-šokové hmloviny vznikajú pri výbuchoch supernov. Nazývajú sa pozostatky hviezd. Zohrávajú dôležitú úlohu pri formovaní tvaru medzihviezdneho plynu. Vyznačujú sa malou veľkosťou, slabosťou a krehkosťou.

Existuje aj iný typ hmlovín. Tento typ vzniká aj po objavení sa rázovej vlny. Ale hlavným dôvodom je hviezdny vietor z hviezd Wolf-Rayet. Vlčie hviezdy majú pomerne silný hmotnostný tok vetra a rýchlosť odtoku. Tvoria stredne veľké hmloviny s veľmi jasnými vláknami. Vedci pri porovnaní so zvyškami výbuchov supernov tvrdia, že rádiové vyžarovanie takýchto hmlovín má tepelnú povahu. Hmloviny, ktoré sa nachádzajú okolo vlčích hviezd, nežijú dlho. Ich existencia priamo závisí od trvania prítomnosti hviezdy v štádiu Wolf-Rayetovej hviezdy.

Absolútne podobné hmloviny sa nachádzajú okolo O-hviezd. Ide o veľmi jasné horúce hviezdy, ktoré patria do spektrálnej triedy O. Majú silný hviezdny vietor. Na rozdiel od hmlovín, ktoré sa nachádzajú okolo Wolf-Rayetových hviezd, sú hmloviny O-hviezdy menej jasné, ale majú oveľa väčšiu veľkosť a trvanie existencie.

Najbežnejšie hmloviny sa nachádzajú v oblastiach tvorby hviezd. Pomalá rýchlosť rázové vlny sa vytvárajú v oblastiach medzihviezdneho prostredia. Tu dochádza k tvorbe hviezd. Takýto proces zahŕňa zahriatie plynu na stovky a dokonca tisíce stupňov, čiastočnú deštrukciu molekúl, zahrievanie samotného prachu a excitáciu molekulárnych úrovní. Takéto rázové vlny vyzerajú ako predĺžené hmloviny a spravidla žiaria v infračervenej oblasti. Pozoruhodný príklad tohto javu je možné vidieť v súhvezdí Orion.

Plynové a prachové hmloviny - paleta vesmíru

Vesmír je v podstate takmer prázdny priestor. Hviezdy z nej zaberajú len nepatrný zlomok. Plyn je však prítomný všade, aj keď vo veľmi malých množstvách. Je to väčšinou vodík, najľahší chemický prvok. Ak obyčajnou čajovou šálkou (objem cca 200 cm3) „naberiete“ hmotu z medzihviezdneho priestoru vo vzdialenosti 1-2 svetelné roky od Slnka, tak bude obsahovať asi 20 atómov vodíka a 2 atómy hélia. V rovnakom objeme v obvyklom atmosférický vzduch obsahuje 1022 atómov kyslíka a dusíka.Všetko, čo vypĺňa priestor medzi hviezdami vo vnútri galaxií, sa nazýva medzihviezdne médium. A hlavná vec, ktorá tvorí medzihviezdne médium, je medzihviezdny plyn. Je pomerne rovnomerne premiešaný s medzihviezdnym prachom a preniknutý medzihviezdnym prachom magnetické polia, kozmické lúče a elektromagnetického žiarenia.

Z medzihviezdneho plynu vznikajú hviezdy, ktoré v neskorších štádiách vývoja opäť odovzdávajú časť hmoty medzihviezdnemu médiu. Niektoré hviezdy, keď zomrú, explodujú ako supernovy a vymrštia späť do vesmíru značnú časť vodíka, z ktorého kedysi vznikli. Ale je oveľa dôležitejšie, že počas takýchto výbuchov veľký počet ťažké prvky vznikajúce vo vnútri hviezd v dôsledku termonukleárnych reakcií. Zem aj Slnko kondenzovali v medzihviezdnom priestore z plynu obohateného týmto spôsobom o uhlík, kyslík, železo a iné. chemické prvky. Aby sme pochopili zákony takéhoto cyklu, musíme vedieť, ako nové generácie hviezd postupne kondenzujú z medzihviezdneho plynu. Pochopte, ako vznikajú hviezdy dôležitý cieľ výskum medzihviezdnej hmoty.

Pred 200 rokmi bolo astronómom jasné, že okrem planét, hviezd a občas komét možno na oblohe pozorovať aj iné objekty. Tieto objekty sa pre svoj hmlový vzhľad nazývali hmloviny. Francúzsky astronóm Charles Messier (1730-1817) bol nútený vytvoriť katalóg týchto hmlových objektov, aby sa vyhol zmätku pri hľadaní komét. Jeho katalóg obsahoval 103 predmetov a bol vydaný v roku 1784. Dnes je známe, že povaha týchto predmetov sa prvýkrát spojila v r. spoločná skupina s názvom "hmloviny", je úplne iný. Anglický astronóm William Herschel (1738-1822), ktorý pozoroval všetky tieto objekty, objavil za sedem rokov ďalších dvetisíc nových hmlovín. Vyčlenil aj triedu hmlovín, ktoré sa mu z pohľadu pozorovania zdali odlišné od ostatných. Nazval ich „planetárne hmloviny“, pretože sa do istej miery podobali zelenkastým diskom planét. Budeme teda uvažovať o nasledujúcich objektoch: medzihviezdny plyn, medzihviezdny prach, tmavé hmloviny, svetlé hmloviny (samosvietiace a reflexné), planetárne hmloviny.

Asi milión rokov po začiatku expanzie bol vesmír stále relatívne homogénnou zmesou plynu a žiarenia. Neexistovali žiadne hviezdy ani galaxie. Hviezdy vznikli o niečo neskôr ako výsledok kompresie plynu pod vplyvom jeho vlastnej gravitácie. Tento proces sa nazýva gravitačná nestabilita. Keď hviezda skolabuje pod vplyvom svojich vlastných gravitačná príťažlivosť, jeho vnútorné vrstvy sú nepretržite stláčané. Toto stlačenie vedie k zahrievaniu látky. Pri teplotách nad 107 K začínajú reakcie vedúce k tvorbe ťažkých prvkov. Moderné chemické zloženie slnečná sústava je výsledkom termonukleárnych fúznych reakcií vyskytujúcich sa v prvých generáciách hviezd.

Fáza, keď sa materiál vyvrhnutý počas explózie supernovy zmieša s medzihviezdnym plynom a zmršťuje sa, čím sa opäť tvoria hviezdy, je najzložitejšia a menej pochopená ako všetky ostatné fázy. Po prvé, samotný medzihviezdny plyn je heterogénny, má členitú, zakalenú štruktúru. Po druhé, rozšírenie z veľká rýchlosť Plášť supernovy vymetie riedky plyn a stlačí ho, čím sa zvýši nehomogenita. Po tretie, už za sto rokov obsahuje zvyšok supernovy viac medzihviezdneho plynu zachyteného na ceste ako hmota hviezdy. Navyše je hmota nedokonale premiešaná. Obrázok vpravo ukazuje zvyšok supernovy Cygnus (NGC 6946). Predpokladá sa, že vlákna sú tvorené expandovaním plynových obalov. Sú viditeľné kučery a slučky, tvorené svetelným plynom zvyšku, ktorý sa rozširuje rýchlosťou mnohých tisíc kilometrov za sekundu. Môže vyvstať otázka, čo nakoniec ukončí kozmický cyklus? Zásoby plynu klesajú. Väčšina plynu totiž zostáva v hviezdach s nízkou hmotnosťou, ktoré pokojne zomierajú a nevyvrhujú svoju hmotu do okolitého priestoru. Časom sa jeho zásoby vyčerpajú natoľko, že nemôže vzniknúť ani jedna hviezda. Dovtedy Slnko a ostatné staré hviezdy vyhynú. Vesmír sa postupne ponorí do temnoty. Ale konečný osud vesmíru môže byť iný. Rozpínanie sa postupne zastaví a nahradí ho kontrakcia. Po mnohých miliardách rokov sa vesmír opäť zmenší na nepredstaviteľne vysokú hustotu.

medzihviezdny plyn

Medzihviezdny plyn tvorí asi 99 % hmotnosti celého medzihviezdneho prostredia a asi 2 % našej Galaxie. Teplota plynu sa pohybuje od 4 K do 106 K. Medzihviezdny plyn tiež vyžaruje v širokom rozsahu (od dlhých rádiových vĺn až po tvrdé gama žiarenie). Existujú oblasti, kde je medzihviezdny plyn v molekulárnom stave (molekulárne oblaky) – sú to najhustejšie a najchladnejšie časti medzihviezdneho plynu. Existujú oblasti, kde sa skladá medzihviezdny plyn neutrálne atómy vodík (HI oblasti) a oblasti ionizovaného vodíka (H II zóny), čo sú jasné emisné hmloviny okolo horúcich hviezd.

V porovnaní so Slnkom je v medzihviezdnom plyne citeľne menej ťažkých prvkov, najmä hliníka, vápnika, titánu, železa a niklu. Medzihviezdny plyn existuje vo všetkých typoch galaxií. Väčšina z nich je v nesprávnom (nepravidelnom) a najmenej zo všetkých v eliptické galaxie. V našej Galaxii je plynové maximum sústredené vo vzdialenosti 5 kpc od stredu. Pozorovania ukazujú, že okrem usporiadaného pohybu okolo stredu Galaxie majú aj medzihviezdne oblaky chaotické rýchlosti. Po 30-100 miliónoch rokov sa oblak zrazí s iným oblakom. Vznikajú plyno-prachové komplexy. Látka v nich je dostatočne hustá, aby zabránila hlavnej časti prenikajúceho žiarenia prejsť do veľkej hĺbky. Preto je vo vnútri komplexov medzihviezdny plyn chladnejší ako v medzihviezdnych oblakoch. Zložité procesy premeny molekúl spolu s gravitačnou nestabilitou vedú k vzniku samogravitujúcich zhlukov – protohviezd. Molekulárne oblaky by sa teda mali rýchlo (za menej ako 106 rokov) zmeniť na hviezdy. Medzihviezdny plyn neustále vymieňa hmotu s hviezdami. Podľa odhadov v súčasnosti v Galaxii plyn prechádza na hviezdy v množstve asi 5 hmotností Slnka za rok.

Región M 42 v súhvezdí Orión, kde v našom čas beží aktívny proces vznik hviezd. Hmlovina žiari, keď sa plyn zahrieva horúcim žiarením blízkych jasných hviezd. Takže v procese vývoja galaxií dochádza k cirkulácii hmoty: medzihviezdny plyn -> hviezdy -> medzihviezdny plyn, čo vedie k postupnému zvyšovaniu obsahu ťažkých prvkov v medzihviezdnom plyne a hviezdach a znižovaniu množstva medzihviezdneho plynu v každej z galaxií. Je možné, že v histórii Galaxie mohlo dôjsť k oneskoreniu tvorby hviezd o miliardy rokov.

medzihviezdny prach

malý častice rozptýlené v medzihviezdnom priestore sú takmer rovnomerne zmiešané s medzihviezdnym plynom. Veľkosti veľkých komplexov plynu a prachu, o ktorých sme hovorili vyššie, dosahujú desiatky stoviek parsekov a ich hmotnosť je približne 105 hmotností Slnka. Existujú však aj malé husté plyno-prachové útvary - guľôčky s veľkosťou od 0,05 do niekoľkých kusov a hmotnosťou len 0,1 - 100 hmotností Slnka. Zrná medzihviezdneho prachu nie sú guľovité a ich veľkosť je približne 0,1-1 mikrónu. Skladajú sa z piesku a grafitu. Vznikajú v schránkach neskorých červených obrov a supergiantov, schránkach nových hviezd a supernov, v planetárnych hmlovinách, v blízkosti protohviezd. Žiaruvzdorné jadro je oblečené do ľadovej škrupiny s nečistotami, ktorá je zase obalená vrstvou atómový vodík. Prachové zrná v medzihviezdnom prostredí sa buď rozpadnú v dôsledku vzájomných zrážok pri rýchlostiach väčších ako 20 km/s, alebo naopak zlepia, ak sú rýchlosti menšie ako 1 km/s.

Prítomnosť medzihviezdneho prachu v medzihviezdnom prostredí ovplyvňuje radiačné charakteristiky študovaného nebeských telies. Prachové častice oslabujú svetlo zo vzdialených hviezd, menia jeho spektrálne zloženie a polarizáciu. Prachové zrná navyše pohlcujú ultrafialové žiarenie hviezd a spracovávajú ho na žiarenie s menšou energiou. Toto žiarenie, ktoré sa nakoniec zmenilo na infračervené, možno pozorovať v spektrách planetárnych hmlovín, zónach H II, cirkumstelárnych škrupinách a Seyfertových galaxiách. Na povrchu sa môžu aktívne tvoriť prachové častice rôzne molekuly. Zrnká prachu sú zvyčajne elektricky nabité a interagujú s medzihviezdnymi magnetickými poľami. Práve prachovým zrnkám vďačíme za taký efekt, akým je kozmické maserové žiarenie. Vzniká v obaloch neskorých chladných hviezd a v molekulárnych oblakoch (zóna H I a H II). Tento efekt zosilňovania mikrovlnného žiarenia „funguje“ vtedy, keď je veľké množstvo molekúl v nestabilnom excitovanom rotačnom alebo vibračnom stave a vtedy stačí, aby jeden fotón prešiel médiom, aby spôsobil lavínovitý prechod molekúl k zemi. stav s minimálnou energiou. V dôsledku toho vidíme úzko smerovaný (koherentný) veľmi silný tok rádiových emisií. Obrázok ukazuje molekulu vody. Rádiové vyžarovanie z tejto molekuly prichádza s vlnovou dĺžkou 1,35 cm, okrem toho sa na molekulách medzihviezdneho OH hydroxylu objavuje veľmi jasný maser s vlnovou dĺžkou 18 cm.

tmavé hmloviny

Hmloviny sú oblasti medzihviezdneho prostredia, ktoré sa vyznačujú emisiou alebo absorpciou všeobecné pozadie obloha. Tmavé hmloviny sú husté (zvyčajne molekulárne) oblaky medzihviezdneho plynu a prachu, ktoré sú nepriehľadné v dôsledku medzihviezdnej absorpcie svetla prachom. Niekedy sú tmavé hmloviny viditeľné priamo na pozadí Mliečnej dráhy. Takými sú napríklad hmlovina „Coal Sack“ a početné guľôčky. V tých častiach, ktoré sú pre optický rozsah priesvitné, je dobre viditeľná vláknitá štruktúra. Vlákna a celkové predĺženie tmavých hmlovín sú spojené s prítomnosťou magnetických polí v nich, ktoré bránia pohybu hmoty cez magnetické siločiary.

svetelné hmloviny

Reflexné hmloviny sú oblaky plynu a prachu osvetlené hviezdami. Príkladom takejto hmloviny sú Plejády. Svetlo z hviezd je rozptýlené medzihviezdnym prachom. Väčšina reflexných hmlovín sa nachádza v blízkosti roviny Galaxie. Niektoré reflexné hmloviny majú kometárny vzhľad a nazývajú sa kometárne. Na čele takejto hmloviny je zvyčajne premenná hviezda T Tauri, ktorá hmlovinu osvetľuje. Vzácnym typom reflexnej hmloviny je „svetelná ozvena“ pozorovaná po výbuchu novy v roku 1901 v súhvezdí Perzeus. Jasný záblesk hviezdy osvetlil prach a niekoľko rokov bola pozorovaná slabá hmlovina, ktorá sa šírila všetkými smermi rýchlosťou svetla. Obrázok vľavo hore ukazuje hviezdokopu Plejády s hviezdami obklopenými jasnými hmlovinami. Ak je hviezda, ktorá je v hmlovine alebo blízko nej, dostatočne horúca, potom bude ionizovať plyn v hmlovine. Potom plyn začne žiariť a hmlovina sa nazýva samožiariaca alebo hmlovina ionizovaná žiarením.

Najjasnejšími a najbežnejšími, ako aj najviac študovanými predstaviteľmi takýchto hmlovín sú zóny ionizovaného vodíka H II. Existujú tiež zóny C II, kde je uhlík takmer úplne ionizovaný svetlom z centrálnych hviezd. Zóny C II sa zvyčajne nachádzajú okolo zón H II v oblastiach neutrálneho vodíka H I. Zdá sa, že sú do seba vnorené. Zvyšky supernov (pozri obrázok vpravo hore), škrupiny nov a hviezdne vetry sú tiež samosvietiace hmloviny, pretože plyn v nich je zahriaty na mnoho miliónov K (za čelom rázovej vlny). Wolf-Rayetove hviezdy vytvárajú veľmi silný hviezdny vietor. V dôsledku toho sa okolo nich objavujú hmloviny s veľkosťou niekoľkých parsekov s jasnými vláknami. Podobné sú aj hmloviny okolo jasných horúcich hviezd spektrálnych typov O - Of hviezd, ktoré majú tiež silný hviezdny vietor.

planetárne hmloviny

V polovici 19. storočia bolo možné poskytnúť seriózny dôkaz, že tieto hmloviny patrili do samostatnej triedy objektov. Objavil sa spektroskop. Josef Fraunhofer zistil, že Slnko vyžaruje súvislé spektrum posiate ostrými absorpčnými čiarami. Ukázalo sa, že spektrá planét majú veľa charakterové rysy slnečné spektrum. Hviezdy tiež vykazovali súvislé spektrum, avšak každá z nich mala svoj vlastný súbor absorpčných čiar. William Heggins (1824-1910) ako prvý študoval spektrum planetárnej hmloviny. Bola to jasná hmlovina v súhvezdí Draco NGC 6543. Predtým Heggins pozoroval spektrá hviezd celý rok, ale spektrum NGC 6543 bolo úplne neočakávané. Vedec našiel iba jednu jedinú, svetlú čiaru. Jasná hmlovina Andromeda zároveň vykazovala súvislé spektrum charakteristické pre spektrá hviezd. Teraz vieme, že hmlovina Andromeda je vlastne galaxia, a preto sa skladá z mnohých hviezd. V roku 1865 ten istý Heggins pomocou spektroskopu s vyšším rozlíšením zistil, že táto „jediná“ svetlá čiara pozostáva z troch samostatných čiar. Jeden z nich bol identifikovaný s Balmerovou líniou vodíka Hb, ale ďalšie dva, dlhšie vlnové dĺžky a intenzívnejšie, zostali nerozpoznané. Pripisovali sa novému prvku – hmlovine. Až v roku 1927 bol tento prvok identifikovaný s iónom kyslíka. A čiary v spektrách planetárnych hmlovín sa stále nazývajú hmloviny.

Potom nastal problém s centrálnymi hviezdami planetárnych hmlovín. Sú veľmi horúce a umiestňujú planetárne hmloviny pred hviezdy ranej spektrálnej triedy. Štúdie priestorových rýchlostí však viedli k opačnému výsledku. Tu sú údaje o priestorových rýchlostiach rôznych objektov: difúzne hmloviny - malé (0 km/s), hviezdy triedy B - 12 km/s, hviezdy triedy A - 21 km/s, hviezdy triedy F - 29 km/s, tř. Hviezdy G - 34 km/s, hviezdy triedy K - 12 km/s, hviezdy triedy M - 12 km/s, planetárne hmloviny - 77 km/s. Až keď bola objavená expanzia planetárnych hmlovín, bolo možné vypočítať ich vek. Ukázalo sa, že má asi 10 000 rokov. Toto bol prvý dôkaz, že azda väčšina hviezd prechádza štádiom planetárnej hmloviny. Planetárna hmlovina je teda sústava hviezdy, ktorá sa nazýva jadro hmloviny, a žiarivej hviezdy, ktorá ju symetricky obklopuje. plynový obal(niekedy niekoľko mušlí). Obal hmloviny a jej jadro sú geneticky príbuzné. Planetárne hmloviny majú emisné spektrum, ktoré sa líši od emisného spektra galaktických difúznych hmlovín. do značnej miery excitácia atómov. Okrem čiar dvakrát ionizovaného kyslíka sú pozorované čiary C IV, O V a dokonca aj O VI. Hmotnosť obalu planetárnej hmloviny je približne 0,1 hmotnosti Slnka. Všetka rozmanitosť foriem planetárnych hmlovín pravdepodobne vyplýva z projekcie ich hlavnej toroidnej štruktúry nebeská sféra v rôznych uhloch.

Plášte planetárnych hmlovín sa pôsobením vnútorného tlaku horúceho plynu rozpínajú do okolitého priestoru rýchlosťou 20 - 40 km/s. Ako sa škrupina rozširuje, stáva sa tenšou, jej svietivosť slabne a nakoniec sa stáva neviditeľnou. Jadrá planetárnych hmlovín sú horúce hviezdy raných spektrálnych tried, ktoré počas života hmloviny prechádzajú významnými zmenami. Ich teploty sú zvyčajne 50 - 100 tisíc K. Jadrá starých planetárnych hmlovín majú blízko k bielym trpaslíkom, no zároveň sú oveľa jasnejšie a teplejšie ako typické objekty tohto druhu. Medzi jadrami sú aj dvojité hviezdy. Vznik planetárnej hmloviny je jednou z etáp vo vývoji väčšiny hviezd. Vzhľadom na tento proces je vhodné rozdeliť ho na dve časti: 1) od okamihu vyvrhnutia hmloviny do štádia, keď sú zdroje energie hviezdy v podstate vyčerpané; 2) vývoj centrálnej hviezdy od hlavná sekvencia pred vyvrhnutím hmloviny. Vývoj po vyvrhnutí hmloviny je pomerne dobre preštudovaný, pozorovaním aj teoreticky. Skoršie štádiá sú oveľa menej pochopené. Najmä štádium medzi červeným obrom a vyvrhnutím hmloviny.

Centrálne hviezdy s najnižšou svietivosťou sú zvyčajne obklopené najväčšími, a teda najstaršími hmlovinami. Na obrázku vľavo je planetárna hmlovina M 27 Činka v súhvezdí Vulpecula. Pripomeňme si trochu teóriu o vývoji hviezd. Keď sa vzdialime od hlavnej postupnosti, najdôležitejšia fáza vývoja hviezdy začína po úplnom vyhorení vodíka v centrálnych oblastiach. Potom sa centrálne oblasti hviezdy začnú zmenšovať, čím sa uvoľní gravitačná energia. V tomto čase sa oblasť, v ktorej vodík stále horí, začína pohybovať smerom von. Nastáva konvekcia. Dramatické zmeny začínajú v hviezde, keď je hmotnosť izotermickej héliové jadro tvorí 10-13% hmotnosti hviezdy. Centrálne oblasti sa začínajú rýchlo zmenšovať a škrupina hviezdy sa rozširuje - hviezda sa stáva obrom, ktorý sa pohybuje pozdĺž vetvy červeného obra. Jadro sa zmršťuje a zahrieva. Nakoniec v ňom začína spaľovanie hélia. Po určitom čase sa vyčerpajú aj zásoby hélia. Potom začína druhý "výstup" hviezdy pozdĺž vetvy červeného obra. Hviezdne jadro pozostávajúce z uhlíka a kyslíka sa rýchlo sťahuje a obal sa rozťahuje do gigantických rozmerov. Takáto hviezda sa nazýva asymptotická obrovská vetvová hviezda. V tomto štádiu majú hviezdy dva vrstvené zdroje spaľovania – vodík a hélium a začínajú pulzovať.

Zvyšok evolučná cesta oveľa menej študované. V hviezdach s hmotnosťou väčšou ako 8-10 hmotností Slnka sa uhlík v jadre nakoniec zapáli. Hviezdy sa stávajú supergiantmi a pokračujú vo vývoji, kým sa nevytvorí jadro z prvkov „železného vrcholu“ (nikel, mangán, železo). Toto je centrálne jadro, pravdepodobne skolabuje a vytvorí neutrónovú hviezdu a obálka je vyvrhnutá ako supernova. Je jasné, že planetárne hmloviny sú tvorené hviezdami s hmotnosťou menšou ako 8-10 hmotností Slnka. Dve skutočnosti naznačujú, že predkovia planetárnych hmlovín sú červené obry. Po prvé, hviezdy asymptotickej vetvy sú fyzicky veľmi podobné planetárnym hmlovinám. Jadro červeného obra je hmotou a veľkosťou veľmi podobné centrálnej hviezde planetárnej hmloviny, ak odstránime rozšírenú redšiu atmosféru červeného obra. Po druhé, ak je hmlovina vyhodená hviezdou, potom musí mať minimálnu rýchlosť dostatočnú na únik gravitačné pole. Výpočty ukazujú, že iba u červených obrov je táto rýchlosť porovnateľná s rýchlosťou rozpínania obalov planetárnych hmlovín (10-40 km/s). V tomto prípade sa hmotnosť hviezdy odhaduje na 1 hmotnosť Slnka a polomer leží v rozmedzí 100-200 polomerov Slnka (typický červený obr). Na záver poznamenávame, že najpravdepodobnejšími kandidátmi na úlohu predkov planetárnych hmlovín sú premenné hviezdy ako Mira Ceti. Symbiotické hviezdy môžu byť predstaviteľmi jedného z prechodných štádií medzi hviezdami a hmlovinami. A samozrejme nemôžete ignorovať objekt FG Sge (na obrázku vpravo hore). Väčšina hviezd s hmotnosťou menšou ako 6-10 Slnka sa tak nakoniec stane planetárnymi hmlovinami.V predchádzajúcich štádiách stratia väčšinu svojej pôvodnej hmotnosti; zostáva len jadro s hmotnosťou 0,4-1 hmotnosti Slnka, ktoré sa stáva bielym trpaslíkom. Strata hmoty ovplyvňuje nielen samotnú hviezdu, ale aj podmienky v medzihviezdnom médiu a budúce generácie hviezd.

Predtým sa hmloviny v astronómii nazývali akékoľvek nehybné predĺžené svietiace astronomické objekty, počítajúc do toho hviezdokopy alebo galaxie mimo Mliečnej dráhy, ktoré nebolo možné rozdeliť na hviezdy.

Napríklad galaxia Andromeda je často označovaná ako „hmlovina Andromeda“. Ale teraz hmlovina nazývaná časť medzihviezdneho prostredia, vyznačujúca sa žiarením alebo absorpciou žiarenia proti všeobecnému pozadiu oblohy.

Zmena v terminológii nastala, pretože v 20. rokoch 20. storočia sa ukázalo, že medzi hmlovinami je veľa galaxií. S rozvojom astronómie a rozlíšením ďalekohľadov sa pojem „hmlovina“ čoraz viac spresňoval: niektoré z „hmlovín“ boli identifikované ako hviezdokopy, objavené tmavé (absorbujúce) plynové a prachové hmloviny a v 20. rokoch 20. storočia , najprv Lundmarkovi a potom Hubbleovi sa podarilo uvažovať o hviezdach v okrajových oblastiach mnohých galaxií, a tak určiť ich povahu. Potom sa pojem „hmlovina“ začal chápať užšie.
Zloženie hmlovín: plyn, prach a plazma (čiastočne alebo úplne ionizovaný plyn vytvorený z neutrálnych atómov (alebo molekúl) a nabitých častíc (iónov a elektrónov).

Známky hmlovín

Ako už bolo spomenuté vyššie, hmlovina absorbuje alebo vyžaruje (rozptyľuje) svetlo, takže sa to stáva tmavé alebo svetlé.
tmavé hmloviny- husté (zvyčajne molekulárne) oblaky medzihviezdneho plynu a medzihviezdneho prachu. Nie sú priehľadné kvôli medzihviezdnej absorpcii svetla prachom. Zvyčajne ich vidno na pozadí svetlých hmlovín. Menej často sú tmavé hmloviny viditeľné priamo na pozadí Mliečnej dráhy. Ide o hmlovinu Uhoľné vrece a mnoho menších, ktoré sa nazývajú obrovské gule. Na obrázku je hmlovina Konská hlava (foto Hubble). Jednotlivé zhluky sa často nachádzajú vo vnútri tmavých hmlovín, v ktorých sa predpokladá, že vznikajú hviezdy.

reflexné hmloviny majú zvyčajne modrý odtieň kvôli rozptylu modrá farbaúčinnejšia ako červená (to vysvetľuje modrú farbu oblohy). Sú to oblaky plynu a prachu osvetlené hviezdami. Niekedy je hlavným zdrojom optického žiarenia hmloviny svetlo rozptýlených hviezd medzihviezdny prach. Príkladom takýchto hmlovín sú hmloviny okolo jasné hviezdy v zoskupení Plejády. Väčšina reflexných hmlovín sa nachádza v blízkosti roviny Mliečnej dráhy.

Hmloviny ionizované žiarením- oblasti medzihviezdneho plynu, silne ionizovaného žiarením hviezd alebo iných zdrojov ionizujúceho žiarenia. Hmloviny ionizované žiarením sa objavujú aj okolo silných röntgenových zdrojov v Mliečnej dráhe a v iných galaxiách (vrátane aktívnych galaktických jadier a kvazarov). Často sa vyznačujú vyššími teplotami a pod vysoký stupeň ionizácia ťažkých prvkov.
planetárne hmloviny- sú to astronomické objekty pozostávajúce z ionizovaného plynového obalu a centrálnej hviezdy, biely trpaslík. Planetárne hmloviny vznikajú pri vyvrhovaní vonkajších vrstiev (škrupín) červených obrov a supergiantov s hmotnosťou 2,5 – 8 hmotností Slnka v konečnom štádiu ich vývoja. Planetárna hmlovina je rýchlo sa pohybujúci (podľa astronomických štandardov) jav, ktorý trvá len niekoľko desiatok tisíc rokov, pričom životnosť prahviezdy je niekoľko miliárd rokov. V súčasnosti je v našej galaxii známych asi 1500 planetárnych hmlovín. Planetárne hmloviny sú väčšinou slabé objekty a vo všeobecnosti nie sú viditeľné voľným okom. Najprv otvorte planetárna hmlovina bola hmlovina Činka v súhvezdí Lišiek: Charles Messier, ktorý hľadal kométy, ju pri zostavovaní svojho katalógu hmlovín (stacionárne objekty podobné kométam pri pozorovaní oblohy) v roku 1764 katalogizoval pod číslom M27 a W. Herschel v roku 1784 pri zostavovaní svojho katalógu ich vyčlenil ako samostatnú triedu hmlovín a navrhol pre ne výraz „planetárna hmlovina“.

Hmloviny vytvorené rázovými vlnami. Takéto hmloviny sú zvyčajne krátkodobé, pretože po vyčerpaní zmiznú. Kinetická energia pohybujúci sa plyn. Hlavnými zdrojmi silných rázových vĺn v medzihviezdnom prostredí sú hviezdne výbuchy – vyvrhovanie škrupín pri výbuchoch supernov a nových hviezd, ako aj hviezdny vietor.
Zvyšky supernovy a nové hviezdy. Najjasnejšie hmloviny vytvorené rázovými vlnami sú spôsobené výbuchmi supernovy a nazývajú sa zvyšky supernov. Spolu s popísanými vlastnosťami sa vyznačujú netepelnou rádiovou emisiou. Hmloviny spojené s výbuchmi nových hviezd sú malé, slabé a majú krátke trvanie.

Hmloviny okolo hviezd Wolf-Rayet. Rádiové vyžarovanie z týchto hmlovín je tepelného charakteru. Wolf-Rayetove hviezdy sa vyznačujú veľmi silným hviezdnym vetrom. Životnosť takýchto hmlovín je však obmedzená dĺžkou pobytu hviezd v štádiu Wolf-Rayetovej hviezdy a blíži sa k 105 rokom.

Hmloviny okolo O hviezd. Vlastnosti sú podobné hmlovinám okolo Wolf-Rayetových hviezd, ale tvoria sa okolo najjasnejších horúcich hviezd. spektrálny typ O - Of, má silný hviezdny vietor. Od hmlovín spojených s Wolf-Rayetovými hviezdami sa líšia menšou jasnosťou, väčšou veľkosťou a zjavne dlhšou životnosťou.
Hmloviny v oblastiach tvorby hviezd. V medzihviezdnom prostredí dochádza k tvorbe hviezd a vznikajú rázové vlny, ktoré zohrievajú plyn na stovky a tisíce stupňov. Takéto rázové vlny sú viditeľné ako predĺžené hmloviny, žiariace prevažne v infračervenej oblasti. Množstvo takýchto hmlovín sa našlo v centre tvorby hviezd spojenom s hmlovinou Orion.

Galaxia Andromeda alebo hmlovina Andromeda je špirálová galaxia, najbližšie k mliečna dráha veľká galaxia nachádza sa v súhvezdí Andromeda. Je od nás vzdialený vo vzdialenosti 2,52 milióna svetelných rokov. Rovina galaxie je k nám naklonená pod uhlom 15°, preto je veľmi ťažké určiť jej štruktúru. Hmlovina Andromeda je najjasnejšia hmlovina na severnej pologuli oblohy. Je viditeľná voľným okom, ale len ako slabá hmlistá škvrna.
Hmlovina Andromeda je podobná našej galaxii, je však väčšia. Študovala niekoľko stoviek premenných hviezd, ktoré sú väčšinou cefeidy. Obsahuje tiež 300 guľových hviezdokôp, viac ako 200 nových hviezd a jednu supernovu.
Hmlovina Andromeda je zaujímavá nielen tým, že je podobná našej Galaxii, ale aj tým, že má štyri satelity – trpasličie eliptické galaxie.