Mlhovina

Mlhovina  je oblast mezihvězdného prostředí , která vyniká svým zářením nebo absorpcí záření proti obecnému pozadí oblohy. Dříve se jakýkoli prodloužený objekt nehybný na obloze nazýval mlhoviny. Ve 20. letech 20. století vyšlo najevo, že mezi mlhovinami je mnoho galaxií (například mlhovina Andromeda ). Poté se pojem „mlhovina“ začal chápat úžeji, ve smyslu naznačeném výše [1] .

Mlhoviny se skládají z prachu , plynu a plazmy .

Historické informace

Zpočátku mlhoviny v astronomii nazývaly jakékoli nehybné rozšířené (difúzní) svítící astronomické objekty , včetně hvězdokup nebo galaxií mimo Mléčnou dráhu , které nebylo možné rozložit na hvězdy .

Některé příklady tohoto použití přežily dodnes. Například galaxie Andromeda je často označována jako „mlhovina Andromeda“.

Charles Messier , který se intenzivně zabýval hledáním komet , sestavil v roce 1787 katalog nehybných difúzních objektů podobných kometám. Do Messierova katalogu se dostaly jak samotné mlhoviny, tak i další objekty – galaxie (například výše zmíněná galaxie Andromeda – M 31 ) a kulové hvězdokupy ( M 13  – hvězdokupa Herkules ) .

S rozvojem astronomie a rozlišením dalekohledů byl pojem „mlhovina“ stále přesnější: některé „mlhoviny“ byly identifikovány jako hvězdokupy, byly objeveny tmavé (absorbující) plynové a prachové mlhoviny a nakonec, ve 20. letech 20. století se nejprve Lundmarkovi a poté Hubbleovi podařilo vyřešit okrajové oblasti řady galaxií na hvězdách a tím stanovit jejich povahu. Od té doby se pojem „mlhovina“ používá ve výše uvedeném smyslu.

Typy mlhovin

Primárním znakem používaným při klasifikaci mlhovin je absorpce nebo emise nebo rozptyl světla jimi , to znamená, že podle tohoto kritéria se mlhoviny dělí na tmavé a světlé . Ty první jsou pozorovány díky absorpci záření ze zdrojů umístěných za nimi, ty druhé díky vlastnímu záření nebo odrazu (rozptylování) světla od blízkých hvězd. Povaha záření jasných mlhovin, zdroje energie, které vybudí jejich záření, závisí na jejich původu a může být různého charakteru; často v jedné mlhovině působí několik radiačních mechanismů.

Rozdělení mlhovin na plynné a prachové je do značné míry libovolné: všechny mlhoviny obsahují prach i plyn. Takové rozdělení je historicky způsobeno různými metodami pozorování a radiačními mechanismy: přítomnost prachu je nejzřetelněji pozorována, když temné mlhoviny absorbují záření ze zdrojů umístěných za nimi a když odraz nebo rozptyl, nebo reemise, obsažené v mlhovině prachem. , záření umístěné poblíž nebo v samotné mlhovině hvězd ; Vlastní záření plynné složky mlhoviny je pozorováno, když je ionizováno ultrafialovým zářením z horké hvězdy umístěné v mlhovině ( emisní oblasti H II ionizovaného vodíku kolem hvězdných asociací nebo planetárních mlhovin) nebo když je mezihvězdné médium zahříváno rázová vlna způsobená výbuchem supernovy nebo dopadem silného hvězdného větru Wolf-Rayetových hvězd .

Temné mlhoviny

Tmavé mlhoviny jsou hustá (obvykle molekulární) oblaka mezihvězdného plynu a mezihvězdného prachu , která jsou neprůhledná díky absorpci světla mezihvězdným prachem. Obvykle jsou vidět na pozadí světelných mlhovin. Méně často jsou tmavé mlhoviny viditelné přímo na pozadí Mléčné dráhy . Jedná se o mlhovinu Uhelný pytel a mnoho menších zvaných obří globule .

Mezihvězdná absorpce světla Av v tmavých mlhovinách kolísá v širokém rozmezí, od 1-10 m do 10-100 m v těch nejhustších. Strukturu mlhovin s velkým Av lze studovat pouze metodami radioastronomie a submilimetrové astronomie , především z pozorování molekulárních radiových čar a z infračervené emise prachu. Uvnitř tmavých mlhovin se často nalézají jednotlivá zhuštění od Av až do 10 000 m , ve kterých zřejmě vznikají hvězdy .

V těch částech mlhovin, které jsou v optickém rozsahu poloprůhledné, je jasně viditelná vláknitá struktura. Vlákna a obecné prodloužení mlhovin jsou spojeny s přítomností magnetických polí v nich , která brání pohybu hmoty přes siločáry a vedou k rozvoji řady typů magnetohydrodynamických nestabilit. Prachová složka mlhovinové hmoty je spojena s magnetickými poli kvůli skutečnosti, že pohybující se prachové částice jsou elektricky nabité.

Reflexní mlhoviny

Reflexní mlhoviny jsou oblaka plynu a prachu osvětlená hvězdami . Pokud jsou hvězdy v mezihvězdném mračnu nebo v jeho blízkosti, ale nejsou dostatečně horké (horké), aby kolem nich ionizovaly značné množství mezihvězdného vodíku , pak hlavním zdrojem optického záření z mlhoviny je světlo hvězd rozptýlené mezihvězdným prachem . . Příkladem takových mlhovin jsou mlhoviny kolem jasných hvězd v kupě Plejády .

Většina reflexních mlhovin se nachází v blízkosti roviny Mléčné dráhy . V řadě případů jsou reflexní mlhoviny pozorovány ve vysokých galaktických šířkách . Jde o plynno-prachová (často molekulární) mračna různých velikostí, tvarů, hustot a hmotností, osvětlená kombinovaným zářením hvězd v disku Mléčné dráhy. Je obtížné je studovat kvůli jejich velmi nízkému jasu povrchu (obvykle mnohem slabší než pozadí oblohy). Někdy, promítnuté na obrazy galaxií , vedou k tomu, že se na fotografiích galaxie objevují detaily, které ve skutečnosti neexistují - ohony, mosty atd.

Některé reflexní mlhoviny mají kometární vzhled a nazývají se kometární. V „hlavě“ takové mlhoviny je obvykle proměnná hvězda T Tauri , která mlhovinu osvětluje. Takové mlhoviny mají často proměnnou jasnost, sledují (se zpožděním o dobu šíření světla) proměnlivost záření hvězd, které je osvětlují. Velikosti kometárních mlhovin jsou obvykle malé – setiny parseku .

Vzácnou reflexní mlhovinou je takzvané světelné echo pozorované po výbuchu novy v roce 1901 v souhvězdí Persea . Jasný záblesk nové hvězdy osvětlil prach a několik let byla pozorována slabá mlhovina, která se šířila všemi směry rychlostí světla. Kromě světelné ozvěny se po vzplanutí nových hvězd tvoří plynné mlhoviny podobné zbytkům supernov .

Mnoho reflexních mlhovin má jemnovláknitou strukturu - systém téměř paralelních vláken o tloušťce několika setin nebo tisícin parseku . Původ vláken je spojen s flétnovou nebo permutační nestabilitou v mlhovině proražené magnetickým polem . Vlákna plynu a prachu oddělují magnetické siločáry a pronikají mezi ně a vytvářejí tenká vlákna.

Studium rozložení jasu a polarizace světla na povrchu reflexních mlhovin, stejně jako měření závislosti těchto parametrů na vlnové délce, umožňuje stanovit takové vlastnosti mezihvězdného prachu, jako je albedo , indikace rozptylu , velikost , tvar a orientace prachových zrn.

Mlhoviny ionizované zářením

Mlhoviny ionizované zářením jsou oblasti mezihvězdného plynu , které jsou vysoce ionizovány zářením hvězd nebo jiných zdrojů ionizujícího záření. Nejjasnějšími a nejrozšířenějšími a také nejstudovanějšími zástupci takových mlhovin jsou oblasti ionizovaného vodíku ( zóny H II ). V H II zónách je hmota téměř úplně ionizována a zahřívána na teplotu asi 10 000 K ultrafialovým zářením hvězd uvnitř nich. Uvnitř H II zón je veškeré záření hvězdy v Lymanově kontinuu zpracováno na záření v řadách podřízených řad v souladu s Rosselandovým teorémem . Ve spektru difúzních mlhovin jsou proto velmi jasné linie Balmerovy řady a také Lyman-alfa linie. Zářením hvězd jsou ionizovány pouze vzácné H II zóny nízké hustoty, v tzv. koronální plyn .

Mezi mlhoviny ionizované zářením patří i tzv. zóny ionizovaného uhlíku (zóny C II ), ve kterých je uhlík téměř úplně ionizován světlem centrálních hvězd. Zóny C II se obvykle nacházejí kolem zón H II v oblastech neutrálního vodíku ( HI ) a projevují se rekombinačními rádiovými čarami uhlíku podobnými čarám vodíku a helia . Zóny C II jsou také pozorovány v infračervené linii C II ( λ = 156 µm ). Zóny C II se vyznačují nízkou teplotou 30–100 K a nízkým stupněm ionizace prostředí jako celku: N e /N < 10 −3 , kde N e a N  jsou koncentrace elektronů a atomů. Zóny C II vznikají, protože ionizační potenciál uhlíku ( 11,8 eV ) je menší než potenciál vodíku ( 13,6 eV ). Záření hvězd s energiemi fotonů od 11,8 eV do 13,6 eV ( λ = 1108...912 Å ) jde za zónu H II do oblasti HI , stlačené ionizační frontou zóny H II a tam ionizuje uhlík. Zóny C II se také objevují kolem hvězd spektrálních tříd B1–B5 nacházejících se v hustých oblastech mezihvězdného prostředí. Takové hvězdy prakticky nejsou schopny ionizovat vodík a nevytvářejí znatelné zóny H II .

Mlhoviny ionizované zářením se také objevují kolem silných zdrojů rentgenového záření v Mléčné dráze a v jiných galaxiích (včetně aktivních galaktických jader a kvasarů ). Často se vyznačují vyššími teplotami než v H II zónách a vyšším stupněm ionizace těžkých prvků.

Planetární mlhoviny

Různé emisní mlhoviny jsou planetární mlhoviny tvořené horními výtokovými vrstvami hvězdných atmosfér ; obvykle jde o skořápku, kterou shodila obří hvězda. Mlhovina se rozšiřuje a září v optickém dosahu. První planetární mlhoviny byly objeveny W. Herschelem kolem roku 1783 a byly tak pojmenovány pro jejich podobnost s planetárními disky . Ne všechny planetární mlhoviny však mají tvar disku: mnohé mají prstencový tvar nebo jsou symetricky protáhlé v určitém směru (bipolární mlhoviny). Uvnitř je patrná jemná struktura v podobě trysek, spirálek, malých kuliček. Rychlost rozpínání planetárních mlhovin je 20–40 km/s , průměr je 0,01–0,1 pc , typická hmotnost je asi 0,1 M⊙ a životnost je asi 10 tisíc let .

Mlhoviny vytvořené rázovými vlnami

Rozmanitost a rozmanitost zdrojů nadzvukového pohybu hmoty v mezihvězdném prostředí vede k velkému počtu a rozmanitosti mlhovin vytvořených rázovými vlnami . Takové mlhoviny jsou obvykle krátkodobé, protože zmizí po vyčerpání kinetické energie pohybujícího se plynu.

Hlavními zdroji silných rázových vln v mezihvězdném prostředí jsou hvězdné exploze – výrony skořápek při explozích supernov a nových hvězd a také hvězdný vítr (v důsledku působení posledně jmenovaného vznikají tzv. bubliny hvězdného větru ). vytvořené ). Ve všech těchto případech se jedná o bodový zdroj výstřiku látky (hvězda). Takto vytvořené mlhoviny mají podobu rozpínající se slupky, téměř kulovitého tvaru.

Vyvržená hmota má rychlosti řádově stovky a tisíce km/s, takže teplota plynu za čelem rázové vlny může dosahovat mnoha milionů až miliard stupňů.

Plyn zahřátý na teplotu několik milionů stupňů vyzařuje především v oblasti rentgenového záření, a to jak ve spojitém spektru, tak ve spektrálních čarách. V optických spektrálních čarách svítí velmi slabě. Když rázová vlna narazí na nehomogenity v mezihvězdném prostředí, ohne se kolem těsnění. Uvnitř těsnění se šíří pomalejší rázová vlna, která způsobuje záření ve spektrálních čarách optického rozsahu. Výsledkem jsou světlá vlákna, která jsou jasně viditelná na fotografiích. Hlavní rázová fronta, stlačující sraženinu mezihvězdného plynu, ji uvádí do pohybu ve směru jejího šíření, ale pomaleji než rázová vlna.

Supernova a pozůstatky novy

Nejjasnější mlhoviny vytvořené rázovými vlnami jsou způsobeny výbuchy supernov a nazývají se zbytky supernov. Hrají velmi důležitou roli při utváření struktury mezihvězdného plynu. Spolu s popsanými vlastnostmi se vyznačují netermální radiovou emisí s mocninovým spektrem, způsobenou relativistickými elektrony urychlenými jak při výbuchu supernovy, tak později pulsarem, který po výbuchu obvykle zůstává. Mlhoviny spojené s výbuchy nov jsou malé, slabé a krátkodobé.

Mlhoviny kolem Wolf-Rayetových hvězd

Další typ mlhovin vytvořený rázovými vlnami je spojen s hvězdným větrem z Wolf-Rayetových hvězd . Tyto hvězdy se vyznačují velmi silným hvězdným větrem s hmotnostním tokem za rok a výstupní rychlostí 1⋅10 3 -3⋅10 3 km/s. Vytvářejí mlhoviny o velikosti několika parseků s jasnými vlákny na okraji astrosféry takové hvězdy. Na rozdíl od zbytků výbuchů supernov je radiová emise z těchto mlhovin tepelného charakteru. Životnost takových mlhovin je omezena délkou pobytu hvězd ve stadiu Wolf-Rayetovy hvězdy a blíží se 10 5 letům.

Mlhoviny kolem O hvězd

Vlastnosti jsou podobné mlhovinám kolem Wolf-Rayetových hvězd , ale vznikají kolem nejjasnějších horkých hvězd spektrálního typu O-O, které mají silný hvězdný vítr . Od mlhovin spojených s Wolf-Rayetovými hvězdami se liší nižší jasností, větší velikostí a zřejmě delší životností.

Mlhoviny v oblastech tvorby hvězd

Rázové vlny nižších rychlostí vznikají v oblastech mezihvězdného prostředí , ve kterých dochází ke vzniku hvězd. Vedou k zahřívání plynu až na stovky a tisíce stupňů, excitaci molekulárních hladin, částečné destrukci molekul, zahřívání prachu. Takové rázové vlny jsou vidět jako protáhlé mlhoviny, které září převážně v infračervené oblasti. Řada takových mlhovin byla objevena například v centru tvorby hvězd spojené s mlhovinou v Orionu.

Poznámky

  1. ↑ Nebulae // Vesmírná fyzika: Malá encyklopedie / Ed. R. A. Sunyaeva . - 2. vyd. - M . : Sovětská encyklopedie, 1986. - S. 661. - 783 s. — ISBN 524(03). Archivováno 27. července 2021 na Wayback Machine  (přístup 27. září 2011)

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích
 mlhoviny
Viditelné mlhoviny
předhvězdné mlhoviny
hvězdné mlhoviny
Posthvězdné mlhoviny
Mraky
Morfologie
Seznamy
  • Kategorie
  • Commons