Большая Советская Энциклопедия (цитаты)

Туманности галактические

Туманности галактические (далее Т), светящиеся или темные облака межзвездного газа и пыли (см. Межзвездная среда). Различают диффузные Т, планетарные Т, остатки вспышек сверхновых звезд и Т вокруг Вольфа — Райе звезд.

  Диффузные туманности. Диффузные Т представляют собой светлые или темные образования неправильной формы с угловыми размерами от нескольких минут до нескольких градусов. Подразделяются на эмиссионные, спектры излучения которых состоят в основном из эмиссионных линий; отражательные, имеющие непрерывный спектр со слабыми линиями поглощения, и темные — плотные не светящиеся газово-пылевые облака, поглощающие излучение светлого фона неба. Все три типа Т образуются в газово-пылевых комплексах в зависимости от наличия возбуждающих звезд и их спектрального класса. Иногда одна часть комплекса проявляется как эмиссионная Т, другая — как отражательная, третья — как темная. Часто яркая эмиссионная Т окружена более слабой областью свечения газа (см. рис. 1).

  Эмиссионные Т — это области Н (ионизованного Источником энергии их свечения являются звезды спектрального класса О (см. Спектральная классификация звезд), имеющие температуру поверхности 25000—50000 К и массу около 10 М10 масс Солнца). Ультрафиолетовое излучение звезды ионизует и возбуждает на расстоянии от нескольких nc до десятков nc в зависимости от плотности межзвездного газа. Рекомбинационное излучение Н и Не, возбуждение электронным ударом О, , определяют оптический спектр эмиссионных Т: наблюдаются яркие спектр, линии бальмеровской серии, запрещенные линии (), (), (), () и др., слабый непрерывный спектр. В радиодиапазоне туманности этого типа излучают тепловой непрерывный спектр, рекомбинационные линии Н и Не, возникающие при переходах между очень высокими энергетическими уровнями линии , 2 и др. Методы исследования физических условий в диффузных туманностях разработаны Х. Цанстра (Нидерланды), Л. Спицером (США), Б. Стремгреном (Швеция), М. Ситоном (Великобритания), В. И. Проником (СССР). Структура и массы туманностей исследованы советскими астрономами Г. А. Шайном и В. Ф. Газе. Температура эмиссионных Т — около 8000 К. Наблюдается небольшое падение температуры с расстоянием от центра возбуждения к периферии. Плотность газа 10—1000 в см3 (10—23—10—21 г/см—3), плотность пыли (по массе) в среднем в 100 раз меньше. Пыль и газ перемешаны, однако наблюдаются флуктуации плотности. Массы отдельных туманностей — от 1 M до нескольких десятков M. Диффузные туманности имеют тенденцию образовывать большие комплексы, включающие несколько объектов разных типов и разной яркости; массы больших комплексов достигают сотен и тысяч M. Граница между эмиссионной Т (областью ) и окружающим газом (областью нейтрального ) — резкая, толщина переходного слоя — около 0,05 nc. Область Н расширяется под действием давления горячего газа, резкая граница — ионизационный фронт — распространяется по окружающему холодному газу. Локальные уплотнения межзвездного газа огибаются и "обжимаются" фронтом. Так образуются светлые и темные мелкомасштабные структуры в эмиссионных Т: глобулы, римы, вытянутые жгуты ("слоновые хоботы"), кометообразные туманности.

  Отражательные Т являются результатом отражения света ярких звезд спектральных классов 59 плотными газово-пылевыми облаками (см. рис. 2). Свечение отражательных Т по спектру подобно свету освещающих их звезд. Отражательные Т меньше и слабее по яркости, чем эмиссионные; их светимости в десятки раз меньше светимости звезды. Если отражательная Т освещена звездой спектрального класса , на отраженный спектр звезды накладываются эмиссионные линии свечения газа самой туманности.

  Темные Т представляют собой плотные газово-пылевые облака, вблизи которых нет возбуждающих или освещающих звезд. Они видны на фоне Млечного Пути или другой, светлой туманности как темные образования. Наиболее плотные темные Т называются "угольными мешками". Физические условия и кинематика туманностей этого типа исследовались по наблюдениям межзвездных линий поглощения , , , , , и молекул , , и др. В 50—70-х гг. 20 в. темные Т исследуются путем наблюдений радиоизлучения в линии 21 см и радиолиний , 3, , 3, , и др. Температура в областях около 50 К, в наиболее плотных газово-пылевых комплексах 5—10 К, средняя плотность около 102 — 104 молекул в см3.

  Связь диффузных Т со звездами, согласно теоретическим исследованиям, имеет генетический характер: в плотных газово-пылевых комплексах происходит процесс конденсации звезд из диффузной среды. Большие комплексы (с массой 103 — 104 M, температурой около 50 К, размерами до десятков nc) сжимаются в результате гравитационной неустойчивости. Сжавшись до достаточной плотности, комплекс разбивается на независимо сжимающиеся части, образуя конденсации протозвезд. Часть гравитационной энергии затрачивается на нагревание протозвезды; после начала ядерных реакций протозвезда становится обычной звездой, ионизует и освещает несконденсировавшиеся остатки газа и пыли, образуя диффузные туманности. В 70-е гг. 20 в. получены некоторые наблюдательные подтверждения этой точки зрения: обнаружены холодные плотные молекулярные облака (температура около 5 К; средняя плотность молекулярного 104 молекул в см3, достигает 107 молекул в см3); обнаружены компактные источники мазерного ( и 2) излучения, размером около 1 — 10 астрономических единиц с плотностью 106—107 молекул в см3, движущиеся друг относительно друга со скоростями несколько км/сек. Согласно гипотезе советского астронома И. С. Шкловского, в центре таких сверхплотных образований находятся протозвезды, инфракрасное излучение которых осуществляет "накачку" мазеров.

  Планетарные туманности. Планетарные Т — это эмиссионные туманности, имеющие вид диска или кольца, небольшого углового размера (от нескольких секунд до нескольких минут дуги). На рис. 3—4 — две наиболее известные планетарные Т — NGC6720 и NGC6853 (туманности обозначаются сокращенным названием каталога и номером, под которым они в каталоге записаны), В центре планетарной Т находится ядро — звезда, породившая туманность и возбуждающая ее свечение. Спектры ядер, относящиеся либо к звездам типа Вольфа — Райе с широкими эмиссионными линиями, либо к ранним О-звездам, свидетельствуют о температуре, достигающей 50 тыс. — 100 тыс. К. Мощное ультрафиолетовое излучение горячего ядра является источником энергии ионизации и возбуждения в туманности. Самые яркие линии в спектре свечения планетарных Т — небулярные линии (). Кроме того, наблюдается рекомбинационное излучение Н, Не, а также ударное возбуждение линий (), (), (), () (), (), (), (AIII) и др. элементов. Результаты наблюдений планетарных Т послужили материалом для развития классических астрофизических методов определения температуры, плотности, состава туманностей, определения температуры ядер (А. Боуэн, Л. Аллер, Д. Мензел в США; М. Ситон в Великобритании). Температура планетарных Т 10000—20000 К, плотность — несколько тыс. в см3 (в ярких компактных туманностях — десятки тыс. в см3), наблюдается высокая степень ионизации элементов (выше, чем в диффузных Т). Степень ионизации падает от центра туманности к периферии. Планетарные Т вследствие давления горячего газа расширяются, скорость расширения составляет 10—40 км/сек и возрастает к периферии. По мере расширения падает поверхностная яркость туманностей; на этом основан метод оценки расстояния до планетарных Т и их линейного размера. Размеры планетарных Т достигают 0,1—1 nc; масса газа в средней туманности — около 0,1 M. Существует связь между характером ядра и типом туманности: маленькие яркие планетарные Т имеют ядра типа Вольфа — Райе, кольцеобразные — ядра с непрерывным спектром, большие неправильные туманности — обычные звезды спектрального класса О. Это свидетельствует о том, что ядро существенно изменяется за характерное время эволюции планетарной Т, составляющее десятки тысяч лет. Согласно современной теории звездной эволюции, образование планетарных Т и их ядер есть закономерный процесс эволюции красных гигантов. На поздней стадии эволюции красный гигант сбрасывает наружные слои, образуя медленно расширяющуюся оболочку. "Обнажившаяся" горячая внутренняя часть звезды сжимается и превращается в маленькое плотное горячее ядро планетарной Т На протяжении десятков и сотен тысяч лет ядро, постепенно остывая, превращается в обычный белый карлик, а планетарная Т рассеивается в межзвездной среде. Статистика и распределение в пространстве планетарных Т, красных гигантов и белых карликов в основном подтверждают приведенные представления об эволюции планетарных Т

  Остатки вспышек сверхновых звезд. Туманности этого типа — это тонковолокнистые эмиссионные туманности, как правило симметричные, образовавшиеся в результате вспышки сверхновой звезды. При вспышке сверхновой звезды выбрасывается существенная часть массы звезды, составляющая около 1 M, со скоростью около 10000 км/сек. Возникающая при этом сферически-симметричная ударная волна распространяется по межзвездному газу. Через несколько сотен лет на месте вспышки наблюдаются так называемые молодые остатки вспышки — отдельные "клочья" выброшенного вещества (например, Кассиопея А) или волокнистая туманность (Крабовидная туманность). Спектральные наблюдения показали, что молодые туманности — остатки сверхновых звезд — расширяются со скоростью несколько тыс. км/сек. Флуктуации плотности межзвездного газа при этом огибаются и обжимаются ударной волной, образуя так называемые стационарные конденсации в молодых остатках. Ударная волна постепенно тормозится, сгребая и выметая межзвездный газ. На некоторой стадии образуется интенсивно высвечивающаяся оболочка (часть кинетической энергии вспышки расходуется на нагревание, ионизацию, возбуждение газа). Через десятки тысяч лет после вспышки наблюдаются "старые" остатки сверхновых (например, 443, Петля в созвездии Лебедя) и тонковолокнистые сферически-симметричные эмиссионные туманности малой поверхностной яркости. На рис. 5—6 приведены две наиболее известные туманности этого типа. Скорости расширения последних достигают 20—100 км/сек. Наиболее яркие линии в оптическом спектре остатков сверхновых звезд Нa, (), (), (), (), Нb. В отличие от других типов Т, в остатках вспышек сверхновых наблюдаются также "корональные" линии высокоионизованных элементов, например FeX и FeXIV в Петле в созвездии Лебедя и в туманности в созвездии Паруса. Тонковолокнистые туманности — остатки вспышек сверхновых — являются мощными источниками синхротронного радиоизлучения (синхротронный механизм радиоизлучения в астрономии был впервые применен для объяснения излучения Крабовидной туманности). С развитием рентгеновской астрономии большинство оптических туманностей этого типа отождествлено с протяженными источниками мягкого рентгеновского излучения с тепловым спектром. В некоторых остатках сверхновых звезд обнаружены пульсары, представляющие собой звездные остатки вспышки. Комплексные наблюдения туманностей в оптическом радио- и рентгеновском диапазонах привели к следующим представлениям о их природе. Внутренняя часть остатка сверхновой звезды — горячая плазма низкой плотности около 0,1 частиц в см3 и с температурой 107—106 К. Оптические туманности представляют собой тонкую оболочку на фронте ударной волны высокой плотности — около 103 см3 и остывшую до температуры около 104 К. Тонкие ажурные волокна образуются при прохождении ударной волны по флуктуациям плотности межзвездного газа. Масса оптической туманности определяется массой межзвездного газа, "выметенного" и ионизованного ударной волной, и достигает несколько M за внешней границей оптической туманности находится плотная холодная оболочка нейтрального газа, достигающая несколько десятков М. Линейный размер тонковолокнистой туманности достигает 20—40 nc, возраст — десятки и сотни тысяч лет. Скорость расширения туманности падает с возрастом; после того как скорость расширения уменьшается до средней скорости движения облаков межзвездного газа — около 10 км/сек, — туманность рассеивается в межзвездной среде.

  Туманности вокруг звезд Вольфа — Райе выделены в самостоятельный тип туманностей в середине 60-х гг. 20 в. и представляют собой кольцевые эмиссионные туманности, окружающие звезды Вольфа — Райе. Известно 9 тонковолокнистых оболочечных туманностей, связанных с одиночными звездами Вольфа — Райе типов 5, 6, 8. Самая яркая из них — NGC 6888 вокруг звезды HD 192163 (см. рис. 7). Образование туманностей этого типа — результат взаимодействия звездного ветра с межзвездным газом. Звезды Вольфа — Райе выбрасывают около 10—4—10—5 M в год со скоростью около 1000 км/сек. При этом образуется ударная волна, распространяющаяся по окружающему газу. На определенной стадии существенная часть кинетической энергии выбрасываемого вещества высвечивается; в это время наблюдается оболочечная туманность. Основные линии оптического спектра туманности — бальмеровская серия Н, (), (), (), (). С туманностями этого типа связаны протяженные радиоисточники с тепловым спектром. Кольцевые туманности обычно наблюдаются на фоне диффузной туманности — обычной зоны вокруг звезды Вольфа — Райе. Обнаружено расширение кольцевых туманностей со скоростью 50—100 км/сек.

  Генетическая связь звезд и туманностей в значительной степени определяет круговорот вещества во Вселенной. Звезды образуются путем конденсации из плотных облаков межзвездного газа. В свою очередь, звезды в процессе эволюции выбрасывают в пространство часть вещества (звездный ветер, сбрасывание оболочек, взрывы сверхновых звезд), обогащенного тяжелыми элементами в результате ядерных реакций.

  Лит.: Воронцов-Вельяминов Б. А., Газовые туманности и новые звезды, М.—Л., 1948; Пикельнер С. Б., Физика межзвездной среды, М., 1959; Каплан С. А., Пикельнер С. Б., Межзвездная среда, М., 1963; Шкловский И. С., Звезды: их рождение, жизнь и смерть, М., 1975; Адлер Л., Лиллер У., Планетарные туманности, пер. с англ., М., 1971.

  Т. А. Лозинская.



Для поиска, наберите искомое слово (или его часть) в поле поиска


Новости 29.03.2024 11:08:03