Диффузные газовые туманности это кратко
Обновлено: 05.07.2024
Среди молекулярных облаков выделяются гигантские молекулярные облака с массами 10 5 –10 6 М ¤ . Температура таких облаков от 5 до 30 К. В галактическом диске примерно 6000 таких облаков, и в них содержится 90% всего молекулярного газа. Гигантские молекулярные облака, а, следовательно, диффузные, планетарные туманности, глобулы связаны с очагами звездообразования.
В Галактике (особенно, в плоской составляющей) имеется также большое количество межзвездной пыли. Средний радиус пылинок составляет доли микрометра. В настоящее время считают, что пылинки состоят из смеси графитовых и силикатных частиц, покрытых оболочками из органических молекул и льда. Суммарная масса пыли всего 0,03 % полной массы Галактики, ее полная светимость составляет 30 % от светимости звезд и полностью определяет излучение Галактики в инфракрасном диапазоне. Температура пыли 15–25 К.
Типы туманностей. Туманности разделяют на следующие основные типы: диффузные туманности, или области H II, такие, как Туманность Ориона; отражательные туманности, как туманность Меропы в Плеядах; темные туманности, как Угольный Мешок, которые обычно связаны с молекулярными облаками; остатки сверхновых, как туманность Сеть в Лебеде; планетарные туманности, как Кольцо в Лире.
Диффузные туманности это яркие туманности, как правило, огромные концентрации газа и пыли, в которых звезды создались или в настоящее время формируются. Существуют три основных типа ярких диффузных туманностей:
межзвездные облака водорода, которые светятся в связи с интенсивным излучением горячих звезд в них. Эмиссионные туманности, как правило, красного цвета.
облака газа и пыли, которые излучают свет не собственный, а светят потому, что они отражают свет от близлежащих звезд. Отражающие тумманости, как правило, синего цвета.
cверхмассивные звезды в конце своей жизни взрываются и излучают внешние слои в межзвездное пространство. Самым известным примером является Крабовидная туманность, которая является остатком сверхновой звезды, взорвалась в 1054 году.
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11
NGC Common Equatorial Galactic Nebula Size Distance Size Con
Number Name Coordinates Coordinates Type (arcmins) (ly) (ly)
RA (2000) Dec l° b°
7822 00 03.6 +68 37 118.6 +6.2 E 65'x20' 2800±400 50 Cep
281 00 52.8 +56 36 123.1 -6.3 E 30'x25' 8000±2000 70 Cas
IC59,IC63 Gamma Cas Nebula 00 56.7 +61 04 123.6 -1.8 RE 40'x10' 600±100 7 Cas
602 01 29.6 -73 33 299.2 -43.3 E 2'x1' 210000±10000 120 Hyi
IC1795,IC1805 Heart Nebula 02 33.4 +61 26 134.8 +0.9 E 100'x80' 6000±500 170 Cas
IC1848 Soul Nebula 02 51.3 +60 25 137.2 +0.9 E 105'x60' 6500±500 200 Cas
1333 03 29.3 +31 25 158.3 -20.4 R 9'x7' 1100±? 3 Per
1432,1435 Pleiades Nebula 03 47.0 +24 67 165.9 -22.8 R 180'x180' 400±25 20 Tau
1499 California Nebula 04 00.7 +36 37 160.1 -12.3 E 150'x40' 1500±500 70 Per
1491 04 02.9 +51 17 150.6 -1.0 E 3'x3' 10000±2000 9 Per
1554-55 Hind's Nebula (T Tau) 04 21.8 +19 32 176.2 -20.9 R 1'x1' 500±200 0.2 Tau
1579 04 30.7 +35 15 165.5 -8.9 R 8'x12' 2600±? 9 Per
1624 04 40.0 +50 27 155.3 +2.5 E 3'x3' 20000±5000 17 Per
IC2118 Witch Head Nebula 05 06.9 -07 13 207.3 -26.5 R 180'x60' 1000±500 50 Eri
IC405 Flaming Star Nebula 05 16.2 +34 16 172.1 -2.3 RE 30'x20' 1700±500 15 Aur
IC410 05 22.2 +33 23 173.6 -1.8 E 20'x20' 11000±2000 60 Aur
1931 05 31.4 +34 14 173.9 +0.3 RE 8'x8' 5900±1000 14 Aur
1952 Crab Nebula (M1) 05 34.5 +22 01 184.6 -5.8 S 6'x4' 7000±2000 12 Tau
-- Lambda Orionis (S264) 05 35.2 +09 56 195.0 -12.0 E 60'x60' 1400±300 25 Ori
1973,1975,1977 05 35.4 -04 50 208.5 -19.1 RE 40'x25' 1300±200 16 Ori
1976,1982 Orion Nebula (M42,M43) 05 35.4 -05 27 209.1 -19.4 E 60'x60' 1300±200 25 Ori
1999 05 36.3 -06 43 210.4 -19.7 R 2'x2' 1300±300 1 Ori
2070 Tarantula Nebula 05 38.7 -69 06 279.5 -31.7 E 40'x25' 170000±10000 2000 Dor
IC434 Horsehead Nebula 05 41.0 -02 24 206.9 -16.7 E 60'x10' 1300±300 25 Ori
2023-24 Flame Nebula 05 42.0 -01 50 206.5 -16.3 RE 30'x30' 1300±300 12 Ori
2068,2071 (M78) 05 46.7 +00 03 205.4 -14.3 R 30'x20' 1300±300 12 Ori
-- Barnard's Loop (S276) 05 55.0 -01 30 207.8 -13.2 E 840'x60' 1300±300 350 Ori
2149 06 03.5 -09 44 216.3 -15.0 E 3'x2' ? - Mon
2174 06 09.8 +20 19 190.2 +0.4 E 40'x30' 6000±1000 70 Ori
IC443 06 17.0 +22 29 189.1 +2.9 S 50'x40' 5000±1000 70 Gem
2261 Hubble's Nebula (R Mon) 06 39.2 +08 44 203.8 +1.3 RE 2'x2' 3000±1500 2 Mon
2264 Cone Nebula (S Mon) 06 40.9 +09 54 202.9 +2.2 E 25'x15' 2200±500 16 Mon
2327,IC2177 Seagull Nebula 07 04.0 -11 18 224.4 -2.4 E 150'x50' 3800±500 170 CMa
2359 Thor's Helmet 07 17.6 -13 12 227.6 -0.3 E 10'x5' 20000±8000 60 CMa
2467 07 52.5 -26 24 243.2 +0.4 E 8'x7' 15000±3000 35 Pup
2736 Gum Nebula (part of) 09 00.4 -45 54 266.9 +0.2 S 10'x20' 1500±500 9 Vel
3199 10 17.1 -57 55 283.6 -1.0 E 22'x20' 15000±3000 90 Car
3372 Eta Carina Nebula 10 43.8 -59 52 287.5 -0.9 E 85'x80' 9000±1000 220 Car
3576,3581-82 11 12.1 -61 18 291.3 -0.7 E 30'x20' 6000±2000 50 Car
3603 11 15.1 -61 16 291.6 -0.5 E 20'x20' 20000±5000 120 Car
5367,IC4347 13 57.7 -39 59 316.5 +21.1 E 2'x1' 2100±500 1 Cen
IC4604 16 25.6 -23 26 353.7 +17.7 RE 60'x25' 600±200 10 Oph
6188 16 41.4 -48 05 337.2 -1.1 E 20'x12' 4400±1000 25 Ara
6334 Cat's Paw Nebula 17 20.3 -36 04 351.1 +0.6 E 40'x30' 5500±1000 60 Sco
6357 17 24.4 -34 09 353.2 +1.0 E 90'x60' 3300±800 90 Sco
6514 Trifid Nebula (M20) 18 02.6 -23 02 7.0 -0.3 RE 29'x27' 4000±1500 35 Sag
6523 Lagoon Nebula (M8) 18 03.8 -24 23 6.0 -1.2 E 80'x40' 4500±1000 100 Sag
6611,IC4703 Eagle Nebula (M16) 18 18.8 -13 47 17.0 +0.8 E 35'x30' 5700±1000 60 Ser
6618 Omega Nebula (M17) 18 20.8 -16 11 15.1 -0.8 E 40'x30' 4500±1000 50 Sag
IC1287 18 31.3 -10 50 21.0 -0.5 R 5'x4' 1000? 2 Scu
6726-27,6729 R CrA Nebula 19 01.5 -36 54 0.0 -17.8 RE 10'x10' 420±50 1 CrA
6820 19 42.5 +23 05 59.1 -0.1 E 20'x20' 6500±1000 40 Vul
6888 Crescent Nebula 20 12.0 +38 21 75.5 +2.4 E 20'x10' 4000±1000 25 Cyg
IC1318 Gamma Cyg Nebula 20 22.2 +40 15 78.1 +1.9 E 50'x50' 4000±1000 60 Cyg
6960 Veil Nebula West 20 45.6 +30 42 73.3 -7.6 S 70'x6' 2000±700 40 Cyg
IC5067-68,IC5070 Pelican Nebula 20 50.8 +44 21 84.6 +0.1 E 80'x70' 1900±500 40 Cyg
6992,6995 Veil Nebula East 20 56.4 +31 43 75.6 -8.8 S 80'x8' 2000±700 50 Cyg
7000 North America Nebula 20 58.8 +44 20 85.5 -1.0 E 120'x100' 1900±500 70 Cep
7023 21 01.8 +68 12 104.1 +14.2 R 18'x18' 1500±500 8 Cep
IC1396 21 39.0 +57 29 99.3 +3.7 E 170'x140' 2700±400 130 Cep
IC5146 Cocoon Nebula 21 53.5 +47 16 94.4 -5.5 RE 10'x10' 3200±500 9 Cyg
-- Cave Nebula (S155) 22 56.8 +62 37 110.2 +2.6 E 50'x30' 2400±500 35 Cep
7538 23 13.2 +61 29 111.5 +0.8 E 10'x7' 9000±3000 25 Cep
7635 Bubble Nebula 23 20.7 +61 12 112.2 +0.2 E 15'x8' 12000±3000 50 Ca
Три известных туманности.
Слева находится кокон туманность (IC 5146) - плотная эмиссионная туманность в созвездии Лебедя.
В середине M78 - это отраженная туманность вблизи туманности Ориона.
Справа находится Крабовидная туманность - остаток взорвавшейся звезды.
Колонка 1: NGC номер по каталогу.
Колонка 2: Общее название туманности.
Колонка 3: прямое восхождение в часах и минутах на эпоху 2000 года.
Колонка 4: склонение в градусах и минутах на эпоху 2000 года.
Колонка 5: Галактическая долгота.
Колонка 6: Галактическая широта.
Колонка 7: Тип, эмиссионная (E), отражения (R) или остаток сверхновой (S).
Колонка 8: угловой размер туманности в угловых минут.
Колонка 9: расстояние в световых лет до туманности с ошибкой.
Колонка 10: Диаметр туманности в световых годах, рассчитывается с использованием расстояния и угловых размеров.
Колонка 11: созвездие, в котором находится большая часть туманности.
NGC 7635 представляет собой яркую туманность, которая находится на расстоянии в 12 000 световых лет от Земли. Эта туманность называется также туманность Пузырь, по очевидным причинам.
В великолепной эмиссионной туманности IC 1396 смешались светящийся космический газ и тёмные пылевые облака, находящиеся в высоком и далёком созвездии Цефея. Подпитываемая энергией яркой центральной звезды (голубая точка в центре изображения), эта область звездообразования растянулась на сотни световых лет. На небе Земли она занимает 3 градуса, а расстояние до неё всего 3 000 световых лет.
газовая туманность
Откуда во Вселенной берутся газовые туманности?
В течение некоторого времени ученые и астрономы осознавали, что космос в действительности не является полным вакуумом. Фактически, он состоит из частиц газа и пыли, известных под общим названием Межзвездная среда (ISM). Приблизительно 99% ISM состоит из газа, в то время как около 75% его массы принимает форму водорода, а остальные 25% – гелия.
Межзвездный газ состоит частично из нейтральных атомов и молекул, а также из заряженных частиц (или плазмы), таких как ионы и электроны. Этот газ чрезвычайно разрежен, со средней плотностью около 1 атома на кубический сантиметр. Напротив, атмосфера Земли имеет плотность приблизительно 30 квинтиллионных молекул на кубический сантиметр (3,0 x 10 19 на см³) на уровне моря.
Несмотря на то, что межзвездный газ очень рассеян, некоторое количество вещества скапливается на огромных расстояниях между звездами. И в конечном итоге, при достаточном гравитационном притяжении, эта материя может объединяться и разрушаться, образуя звезды и планетные системы.
Формирование туманности
По сути, туманность образуется, когда части межзвездной среды подвергаются гравитационному коллапсу. Взаимное гравитационное притяжение заставляет молекулы слипаться, образуя области все большей и большей плотности. Из-за этого в центре коллапсирующего материала могут образовываться звезды, ультрафиолетовое ионизирующее излучение, которых делает видимым окружающий газ на оптических длинах волн.
Большинство туманностей имеют огромные размеры, их диаметр достигает нескольких сотен световых лет. Хотя они и плотнее окружающего их пространства, большинство туманностей гораздо менее плотно, чем любой вакуум, созданный в земной среде. Фактически, туманность, подобная по размеру Земле, будет иметь массу всего несколько килограммов.
Форма газовых туманностей
Газовая туманность может принимать разную форму. Некоторые выглядят как кольцо со звездочкой в центре (планетарные туманности). Некоторые выглядят как светящиеся волокна. Многие туманности имеет совсем разнообразную форму, даже в форме кляксы бывают. Другие, при наблюдении через светофильтр, выглядят как отдельные волокна. Такова известная Крабовидная туманность.
Классификация туманностей
Диффузные туманности
Большинство туманностей попадают в категорию диффузных туманностей, что означает, что они не имеют четко определенных границ.
Эмиссионные (газовые) туманности – это те, которые испускают излучение спектральной линии от ионизированного газа, и их часто называют областями HII, потому что они, в основном, состоят из ионизованного водорода. Напротив, отражающие диффузные газовые туманности не испускают значительного количества видимого света, но все еще светятся, потому что они отражают свет от соседних звезд.
Темные туманности
Существуют также так называемые темные туманности (темная газовая туманность), непрозрачные облака, которые не испускают видимого излучения и не освещаются звездами, но блокируют свет от светящихся объектов позади них. Подобно туманностям эмиссии и отражения, темно – газовые туманности в астрономии являются источниками инфракрасного излучения, главным образом из-за присутствия в них пыли. В тех частях туманностей, которые полупрозрачны в оптическом диапазоне, хорошо заметна волокнистая структура.
Остатки сверхновых
Планетарные туманности
Другие туманности могут образовываться в виде планетарных туманностей, в которые входит звезда малой массы, вступающая в заключительную стадию своей жизни. В этом сценарии звезды входят в фазу Красного Гиганта, медленно теряя свои внешние слои из-за вспышек гелия внутри. Когда звезда потеряла достаточно материала, ее температура возрастает, и излучаемое ею ультрафиолетовое излучение ионизирует окружающий ее материал.
История наблюдения туманностей
Многие туманные объекты были замечены астрономами в ночном небе во времена античности и средневековья.
К 18 веку число наблюдаемых туманностей стало увеличиваться, и астрономы начали составлять их списки. В 1715 году Эдмунд Галлей опубликовал список из шести туманностей – M11 , M13 , M22 , M31 , M42 и шарового скопления Омега Центавра (NGC 5139).
Начиная с 1864 года английский астроном Уильям Хаггинс начал дифференцировать туманности на основе их спектров. Примерно треть из них имела спектр излучения газа (т.е. эмиссионные туманности). К 1922 стало ясно, что многие из ранее наблюдавшихся туманностей на самом деле были далекими спиральными галактиками.
В том же году Эдвин Хаббл объявил, что почти все туманности связаны со звездами и что их освещение исходит от звездного света. С тех пор число истинных туманностей (в отличие от звездных скоплений и далеких галактик) значительно возросло, и их классификация была усовершенствована.
Вы можете обсудить статью на тему газовая туманность на нашем форуме, достаточно нажать на кнопку ниже.
Газовые диффузные туманности, обычно весьма клочковатые, сильно концентрируются к галактическому экватору. Они бывают самых разнообразных размеров и неопределенных очертаний. Из них наиболее известны туманности Ориона (рис. 172 и на вклейке), Лагуна, Омега, Трехраздельная, Пеликан, Северная Америка. Но существуют и такие более ясно очерченные объекты с усилением яркости к периферии (периферические туманности), как Розетка. В ее середине находится рассеянное звездное скопление, состоящее из горячих звезд классов О и В. Существуют еще немногочисленные волокнистые туманности. Самая известная из них NGC 6960 и 6992, или Рыбачья сеть, в созвездии Лебедя, является, однако, как полагают, остатком сверхновой звезды (рис. 173).
Фотографии, сделанные через красный светофильтр, подавляют свечение ночного неба и позволяют выявить в лучах красной водородной линии очень слабые туманности. Много их открыл на Крымской обсерватории Г.А. Шайн со своими сотрудниками. Он, а также В.Г. Фесенков и Д.А. Рожковский издали прекрасные атласы фотографий этих объектов, показывающие их тонкие детали, в которых можно видеть явные признаки турбулентных движений.
Рис. 172. Диффузные туманности в созвездии Ориона.
В туманности Ориона такие движения проявляются и в различии лучевых скоростей от места к месту.
Насчитывают около 300 диффузных газовых туманностей, но их число и размеры в каталогах весьма произвольны в силу того, что часто встречаются комплексы туманностей и каждый такой комплекс можно считать одной туманностью; с другой стороны, можно считать самостоятельной туманностью каждую деталь сильно клочковатой, затейливой туманности.
Рис. 173. Волокнистые туманности в созвездии Лебедя.
Обширные области свечения с неопределенными границами часто встречаются в полосе Млечного Пути и называются водородными полями или областями H II, так как в них светится в основном ионизованный водород в процессе рекомбинации, как и в планетарных туманностях.
Хаббл давно доказал, что источником свечения газовых туманностей является облучение их ультрафиолетовым светом горячих звезд классов O и B0—В1, но не более холодных. Так как температура этих звезд ниже, чем температура большинства ядер планетарных туманностей, то в них ионизация и возбуждение ниже: яркие ультрафиолетовые линии λλ 3727— 3729 кислорода сильны, а зеленые линии кислорода слабы.
Звезда (или ряд звезд), возбуждающая свечение, бывает и внутри туманности, и на ее краю, и даже вне ее, поблизости. Поэтому, а также иногда вследствие удаленности от нас, установить, какая звезда вызывает свечение туманности, не удается. Такие звезды не найдены для ряда волокнистых туманностей, свечение которых имеет, может быть, даже другое происхождение.
Свечение диффузных туманностей и водородных полей так слабо, что получить их спектры удается только при помощи особо светосильных небулярных спектрографов. Лучевые скорости их того же порядка, что и у звезд, их освещающих, но возможно, что взаимная связь туманности со звездой временная и случайная, а не генетическая, как у планетарных туманностей и их ядер, которые имеют большие пекулярные скорости, доходящие до 200 км/с.
У диффузных туманностей скорости меньше и в основном свидетельствуют об их участии во вращении вокруг центра Галактики в плоскости Млечного Пути по орбитам, близким к круговым, тогда как планетарные туманности имеют, вероятно, более вытянутые орбиты и большие хаотические скорости.
В своей совокупности диффузные газовые туманности и водородные поля образуют клочковатый слой газа, толщиной около 200 парсек (около 600 световых лет), в плоскости галактического экватора. Этот слой совпадает со слоем горячих гигантов и без них газовые облака не светились бы.
Горячий гигант внутри облака газа вызывает его свечение только в соответствии с размером обусловленной им зоны Стремгрена (зоны полной ионизации водорода). Вне ее газ невидим, и, вероятно, большинство светлых туманностей окружено зонами невидимого нейтрального водорода. По аналогии с диффузными туманностями, видимыми в ближайших к нам спиральных галактиках поздних типов и в нашей Галактике, считают, что они располагаются вдоль спиральных ветвей. Поэтому локализацию спиральных ветвей нашей Галактики стараются установить прежде всего по расположению в ней горячих гигантов и диффузных туманностей. Но часто забывают, что эти данные не независимы, так как за расстояние до туманностей принимают расстояние до звезд, возбуждающих их свечение и иногда, может быть, неверно признанных за таковые. Другого способа определения расстояний до диффузных туманностей нет.
Расстояние до горячих звезд оценивается довольно приблизительно из сравнения принятой для них абсолютной звездной величины с видимой звездной величиной. Абсолютные величины установлены еще не очень уверенно. Требуется также учесть влияние межзвездного поглощения света вблизи галактической плоскости и на большом протяжении. Этот учет еще неточен. Некоторое различие в пространственном распределении горячих гигантов и диффузных туманностей состоит в том, что иногда в местах большого скопления гигантов туманностей нет.
Определив электронную температуру или приняв ее за 8000°, по мере эмиссии находят nе, подставляя принятое значение l. Можно обнаружить свечение с мерой эмиссии, равной всего лишь нескольким десяткам. Плотности диффузных туманностей обычно оказываются в пределах от десятка до сотни электронов (протонов) на 1 см³, а в центре туманности Ориона плотность доходит до 1000 и больше, но в общем плотности их ниже, чем в планетарных туманностях. В водородных полях плотность падает до ne = 1.
Умножая массу протона на nе и на объем туманности (иногда условный), получаем массу последней. Первые такие определения были сделаны в лаборатории автора О.Д. Докучаевой для туманности Ориона и Д.П. Гук для туманности Омега. Получились массы 166 и 515 масс Солнца соответственно. Позднее Г.А. Шайн, В.Ф. Газе и другие нашли, что массы отдельных туманностей колеблются от 0,1 до сотен масс Солнца, а массы комплексов составляют тысячи масс Солнца. Наименьшие диффузные туманности близки по массе к планетарным. Что касается размеров, то они у диффузных туманностей колеблются от долей парсека до десятков парсек.
В газовых туманностях иногда наблюдается и непрерывный спектр той или иной интенсивности. Иногда он, несомненно, принадлежит пыли, особенно когда на фоне туманности видны темные прожилки, как в Трехраздельной туманности. В туманности Ориона много пыли; это видно из того, что погруженные в нее горячие звезды, как говорят, сильно покраснены. При такой плотности пыли на протяжении парсека она производила бы поглощение в 10 звездных величин!
В одних туманностях пыли больше, в других меньше, иногда одна часть туманности пылевая, другая газовая. Отсутствие следов газового спектра во многих пылевых туманностях не означает еще, что в них газа нет. Освещающие их звезды B1 и более поздних классов не могут вызвать нужную ионизацию и свечение газа, но все же его в пылевых туманностях мало, так как согласно расчетам даже при плотности ne = 10—15 звезды B2—BЗ вызвали бы заметное свечение газа. Но неясно обратное: почему нет чисто отражательных туманностей, освещенных звездами классов О и ВО?
Во многих газовых туманностях, как показали наблюдения и расчеты Г.А. Шайна и С.Б. Пикельнера, непрерывный спектр обусловлен не пылью, а двухквантовыми переходами, как в планетарных туманностях, тогда как раньше этот спектр приписывали пыли. В ярких газовых туманностях, может быть, и есть пыль, но она светится отраженным светом так слабо, что ее непрерывный спектр не заметен на фоне яркого спектра, вызванного двухквантовыми переходами в газе.
Большие массы диффузных туманностей посылают весьма заметное тепловое радиоизлучение.
Много исследований посвящается сейчас газодинамическому исследованию судьбы диффузных туманностей. Тяготение может, конечно, удерживать от рассеяния большую массу холодного газа. Но в Галактике все находится в движении.
Недостаточное знание распределения плотностей и других условий в реальных туманностях, их разнообразие, различия в постановке и решении теоретической задачи не привели пока к однозначным выводам о том, рассеиваются ли диффузные туманности, либо в них происходит конденсация. Наблюдения также пока еще не могут ответить на этот вопрос. Согласно некоторым работам холодный газ может конденсироваться в звезды и в пылинки, если имеются ядра конденсации в виде сложных тяжелых молекул или иные. Горячий, ионизованный газ конденсироваться никак не может.
Особый случай представляют собой волокнистые туманности округлых очертаний в целом, вроде Рыбачьей сети в созвездии Лебедя. Но они очень немногочисленны и, по-видимому, являются результатом вспышек сверхновых звезд. О них мы уже рассказывали. Но волокнистость часто проявляется в туманностях, вытянутых обычно вдоль Млечного Пути. Эта вытянутость не может объясняться действием различия в скорости обращения туманностей около центра Галактики на разных от него расстояниях. По-видимому, вытянутость туманностей обусловлена характером магнитного поля Галактики, силовые линии которого лежат в ее плоскости и вдоль спиральных ветвей.
Читайте также: