Кратко изложите теорию происхождения газопылевых туманностей
Обновлено: 04.07.2024
Смотрящие из глубин космоса загадочные объекты давным-давно привлекали интерес людей, наблюдающих за небом. Еще древнегреческий ученый Гиппарх в своем каталоге отметил наличие в ночном небе нескольких туманных объектов. Его коллега Птолемей пополнил список еще пятью туманностями. В XVII веке Галилей изобрел телескоп и с его помощью смог увидеть туманности Ориона и Андромеды. С тех пор по мере совершенствования телескопов и других приборов начались новые открытия в космическом пространстве. А туманности отнесли к отдельному классу звездных объектов.
Туманность — участок межзвёздной среды, выделяющийся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба. Они состоят из пыли, газа и плазмы.
Когда физическая природа звезд и туманностей была еще не известна, то предполагали, что туманности, газовые и пылевые, — это остатки того вещества, из которого когда-то образовались звезды. Туманности, наблюдаемые нами сейчас, наоборот, сами являются продуктом деятельности звезд и результатом грандиозных катастроф.
Первоначальный принцип, по которому квалифицируют туманности, заключается в поглощении или рассеивании (излучении) ими света. Данный критерий делит туманности на светлые и темные. Излучение светлых зависит от их происхождения. А источники энергии, которые возбуждают их излучение, зависят от собственной природы. Очень часто в туманности могут действовать не один, а два механизма излучения. Темные можно увидеть только благодаря поглощению расположенных за ними источников излучения.
Так же, среди видов туманностей выделяют планетарные туманности и сверхновые, а также т уманности, ионизованные излучением и другие. Выделение различных типов туманностей в значительной степени связано с особенностями их происхождения.
Происхождение различных типов туманностей
Тёмные туманности
Тёмные туманности представляют собой плотные (обычно молекулярные) облака межзвёздного газа и межзвёздной пыли, непрозрачные из-за межзвёздного поглощения света пылью. Обычно они видны на фоне светлых туманностей. Реже тёмные туманности видны прямо на фоне Млечного Пути.
Таковы туманность Угольный Мешок и множество более мелких, называемых гигантскими глобулами.
Туманность Угольный мешок
В тех частях туманностей, которые полупрозрачны в оптическом диапазоне, хорошо заметна волокнистая структура. Волокна и общая вытянутость туманностей связаны с наличием в них магнитных полей, затрудняющих движение вещества поперёк силовых линий и приводящих к развитию ряда видов магнитогидродинамических неустойчивостей. Пылевой компонент вещества туманностей связан с магнитными полями из-за того, что пылинки электрически заряжены.
Отражательные туманности
Отражательные туманности являются газово-пылевыми облаками, подсвечиваемыми звёздами. Если звезда (звёзды) находятся в межзвёздном облаке или рядом с ним, но недостаточно горяча (горячи), чтобы ионизовать вокруг себя значительное количество межзвёздного водорода, то основным источником оптического излучения туманности оказывается свет звёзд, рассеиваемый межзвёздной пылью.
Примером таких туманностей являются туманности вокруг ярких звёзд в скоплении Плеяды.
Большинство отражательных туманностей расположено вблизи плоскости Млечного Пути. В ряде случаев наблюдаются отражательные туманности на высоких галактических широтах. Это газово-пылевые (часто молекулярные) облака различных размеров, формы, плотности и массы, подсвечиваемые совокупным излучением звёзд диска Млечного Пути.
Редкой разновидностью отражательной туманности является так называемое световое эхо, наблюдавшееся после вспышки новой звезды 1901 года в созвездии Персея. Яркая вспышка новой звезды подсветила пыль, и несколько лет наблюдалась слабая туманность, распространявшаяся во все стороны со скоростью света. Кроме светового эха, после вспышек новых звёзд образуются газовые туманности, подобные остаткам вспышек сверхновых звёзд.
Диффузные туманности
Диффузные туманности всегда находятся в областях звездообразования – как правило, в спиральных рукавах галактик. Обычно они связаны с крупными и холодными газопылевыми облаками, в которых формируются звезды. Яркая диффузная туманность – это небольшой кусочек такого облака, разогретый родившейся поблизости горячей массивной звездой.
Поскольку такие звезды формируются нечасто, диффузные туманности далеко не всегда сопровождают холодные облака. Например, в Орионе есть такие звезды, поэтому есть несколько диффузных туманностей, но они крошечные по сравнению с невидимым для глаза темным облаком, занимающим почти все созвездие Ориона. В небольшой области звездообразования в Тельце нет ярких горячих звезд, и поэтому нет заметных диффузных туманностей (есть лишь несколько слабых туманностей вблизи активных молодых звезд типа Т Тельца).
Планетарные туманности
Планетарные туманности – это оболочки, сброшенные звездами на заключительном этапе их эволюции. Нормальная звезда светит за счет протекающих в ее ядре термоядерных реакций, превращающих водород в гелий. Но когда запасы водорода в ядре звезды истощаются, с ней происходят быстрые перемены: гелиевое ядро сжимается, оболочка расширяется, и звезда превращается в красный гигант.
Обычно это переменные звезды типа Миры Кита или OH/IR с огромными пульсирующими оболочками.
В конце концов они сбрасывают внешние части своих оболочек. Лишенная оболочки внутренняя часть звезды имеет очень высокую температуру, иногда выше 100 000° C. Она постепенно сжимается и превращается в белый карлик, лишенный ядерного источника энергии и медленно остывающий.
Планетарная туманность Улитка
Таким образом, планетарные туманности выбрасываются их центральными звездами, тогда как диффузные туманности типа Туманности Ориона – это вещество, которое осталось неиспользованным в процессе формирования звезд.
Виды и происхождение туманностей, созданных ударными волнами
Разнообразие и многочисленность источников сверхзвукового движения вещества в межзвёздной среде приводят к большому количеству и разнообразию туманностей, созданных ударными волнами. Обычно такие туманности недолговечны.Они исчезают тогда, когда исчезает кинетическая энергия движущегося газа.
Существует несколько источников для возникновения таких ударных волн. Чаще всего – это результат взрыва звезды. Реже – звездный ветер, вспышки новых и сверхновых звезд. В любом случае присутствует один источник выброса подобного вещества – звезда Туманности такого происхождения имеют форму расширяющейся оболочки или форму сферы.
Вещество, которое выбросилось в результате взрыва, может иметь различные скорости от сотен до тысяч км/с, из-за этого температура газа за ударной волной достигает не миллионов, а миллиардов градусов.
Остатки сверхновых и новых звёзд
Наиболее яркие туманности, созданные ударными волнами, вызваны взрывами сверхновых звёзд и называются остатками вспышек сверхновых звёзд. Они играют очень важную роль в формировании структуры межзвёздного газа. Наряду с описанными особенностями для них характерно нетепловое радиоизлучение со степенным спектром, вызванное релятивистскими электронами, ускоряемыми как в процессе взрыва сверхновой, так и позже пульсаром, обычно остающимся после взрыва. Туманности, связанные со взрывами новых звёзд, малы, слабы и недолговечны.
Существует два возможных сценария рождения сверхновой звезды:
- Массивная звезда, исчерпав своё топливо, прекращает производство термоядерной энергии, что влечёт коллапс звезды под действием силы собственной гравитации и её превращение в нейтронную звезду или чёрную дыру.
- Белый карлик, накапливая вещество звезды-компаньона (явление аккреции), достигает критической массы и становится сверхновой в термоядерной вспышке.
В обоих случаях взрыв сверхновой выбрасывает в окружающее пространство всё или почти всё вещество из внешних слоёв звезды, со скоростью около 1 % от скорости света, что соответствует порядка 3000 км/с.
Когда выброшенное вещество сталкивается с околозвёздным или межзвёздным газом, формируется ударная волна, превращающая газ в горячую плазму, разогревая его до температуры порядка 10 миллионов кельвинов.
Вероятно самый красивый и лучше всего исследованный молодой остаток образован сверхновой SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке, вспыхнувшей в 1987 г. Другие хорошо известные остатки сверхновых, это Крабовидная туманность, остаток относительно недавнего взрыва (1054 год), остаток сверхновой Тихо (SN 1572), получившей имя в честь Тихо Браге, который наблюдал и зафиксировал её первоначальную яркость сразу после вспышки в 1572 г., а также остаток сверхновой Кеплера (SN 1604), названной в честь Иоганна Кеплера.
Туманности вокруг звёзд Вольфа — Райе
Другой тип туманностей, созданных ударными волнами связан со звёздным ветром от звёзд Вольфа — Райе. Эти звёзды характеризуются очень мощным звёздным ветром с потоком массы и скоростью истечения 1⋅103—3⋅103 км/с. Звезды Вольфа имеют довольно мощный ветровой поток массы и скорость истечения. Они образуют туманности средних размеров с очень яркими волокнами.
В отличие от остатков вспышек сверхновых звёзд, радиоизлучение этих туманностей имеет тепловую природу.
Время жизни таких туманностей ограничено продолжительностью пребывания звёзд в стадии звезды Вольфа — Райе и близко к 105 лет.
Туманности вокруг O-звёзд
Аналогичны по свойствам туманностям вокруг звёзд Вольфа — Райе, но образуются вокруг наиболее ярких горячих звёзд спектрального класса О — Of, обладающих сильным звёздным ветром. В отличие от туманностей, расположенных вокруг звезд Вольфа – Райе, туманности О-звезд менее яркие, но имеют намного большие размеры и продолжительность существования.
Туманности в областях звездообразования
Ударные волны меньших скоростей возникают в областях межзвёздной среды, в которых происходит звездообразование. Они приводят к нагреву газа до сотен и тысяч градусов, возбуждению молекулярных уровней, частичному разрушению молекул, нагреву пыли. Такие ударные волны видны в виде вытянутых туманностей светящихся преимущественно в инфракрасном диапазоне.
Ряд таких туманностей обнаружен, например, в очаге звездообразования, связанном с туманностью Ориона.
Таким образом, во вселенной, хотя и в разное время и в разных местах, происходит как процесс сгущения звезд из туманностей, так и, наоборот, образование новых туманностей за счет звезд. Это круговорот вселенной, вечное зарождение одних миров и гибель других.
водород , бактерии , мелкие частицы пыли, водяной пар, электромагнитное излучение, гелий, ядра тяжелых элементов.
В процессе эволюции галактик происходит круговорот вещества: из первичного вещества образуются звёзды, которые в процессе своей эволюции пополняют межзвёздную среду пылью и тяжёлыми элементами.
| Характеристики | Состояние газа | ||
| Ионизированный | Атомарный | Молекулярный | |
| Температура, К | 10000 | 100 | 10 |
| Методы наблюдения | В оптическом диапазоне | Радионаблюдения | Инфракрасное излучение |
| Структура | Светлые диффузные туманности размером до 10 пк | Клочковатые образования в спиральных ветвях размером до 100 пк | Гигантские молекулярные облака размером около 40 пк |
| Расположение в галактиках | В экваториальной плоскости галактики | Спиральные ветви галактики | В ветвях галактического диска на расстоянии 4-8 кпк от ядра |
Масса межзвёздного вещества оценивается в 2% от общей массы Всей Галактики.
Это слабое магнитное поле, пронизывающее Галактику, линии индукции которого в основном параллельны галактической плоскости и, изгибаясь, направлены вдоль спиральных рукавов Галактики. Магнитная индукция этого поля — 10 -10 Тл, но в облаках.
Газопылевые туманности – палитра Вселенной
Вселенная - это, по сути, почти пустое пространство. Звезды занимают лишь ничтожную его долю. Однако, везде присутствует газ, хотя и в очень малых количествах. Это в основном водород, легчайший химический элемент. Если "зачерпнуть" обычной чайной чашкой (объем около 200 см3) вещество из межзвездного пространства на расстоянии 1-2 световых лет от Солнца, то в ней окажется примерно 20 атомов водорода и 2 атома гелия. В таком же объеме в обычном атмосферном воздухе содержится атомов кислорода и азота 1022. Все, что заполняет пространство между звездами внутри галактик, называется межзвездной средой. И основное, что составляет межзвездную среду - это межзвездный газ. Он довольно равномерно перемешан с межзвездной пылью и пронизывается межзвездными магнитными полями, космическими лучами и электромагнитным излучением.
Из межзвездного газа образуются звезды, которые на поздних стадиях эволюции вновь отдают часть своего вещества межзвездной среде. Некоторые из звезд, умирая, взрываются как Сверхновые, выбрасывая обратно в пространство значительную долю водорода, из которого они когда-то образовались. Но значительно важнее, что при таких взрывах выбрасывается большое количество тяжелых элементов, образовавшихся в недрах звезд в результате термоядерных реакций. И Земля и Солнце сконденсировались в межзвездном пространстве из газа, обогащенного таким путем углеродом, кислородом, железом и другими химическими элементами. Чтобы постичь закономерности такого цикла, нужно знать, каким образом новые поколения звезд последовательно конденсируются из межзвездного газа. Понять, как образуются звезды, - важная цель исследований межзвездного вещества.
Примерно через миллион лет после начала расширения Вселенная еще представляла собой относительно однородную смесь газа и излучения. Не было ни звезд, ни галактик. Звезды образовались несколько позже в результате сжатия газа под действием собственной гравитации. Такой процесс называют гравитационной неустойчивостью. Когда звезда коллапсирует под действием огромного собственного гравитационного притяжения, ее внутренние слои непрерывно сжимаются. Это сжатие ведет к нагреву вещества. При температурах выше 107 К начинаются реакции, приводящие к образованию тяжелых элементов. Современный химический состав Солнечной системы является результатом реакций термоядерного синтеза, протекавших в первых поколениях звезд.
Стадия, когда выброшенное при взрыве Сверхновой вещество перемешивается с межзвездным газом и сжимается, снова образуя звезды, более всего сложна и хуже понятна, чем все остальные стадии. Во-первых, сам межзвездный газ неоднороден, он имеет клочковатую, облачную структуру. Во-вторых, расширяющаяся с огромной скоростью оболочка сверхновой выметает разреженный газ и сжимает его, усиливая неоднородности. В-третьих, уже через сотню лет остаток сверхновой содержит больше захваченного по пути межзвездного газа, чем вещества звезды. Кроме того, вещество перемешивается неидеально. На рисунке справа показан остаток сверхновой в Лебеде (NGC 6946). Считают, что волокна образованы расширяющимися оболочками газа. Видны завитки и петли, образованные светящимся газом остатка, расширяющимся со скоростью много тысяч километров в секунду. Может возникнуть вопрос, чем же завершается, в конце концов, космический цикл? Запасы газа уменьшаются. Ведь большая часть газа остается в маломассивных звездах, которые умирают спокойно, и не выбрасывают в окружающее пространство свое вещество. Со временем запасы его истощатся настолько, что ни одна звезда уже не сможет образоваться. К тому времени Солнце и другие старые звезды угаснут. Вселенная постепенно погрузится во мрак. Но конечная судьба Вселенной может быть и иной. Расширение постепенно прекратится и сменится сжатием. Через много миллиардов лет Вселенная сожмется вновь до невообразимо высокой плотности.
Межзвездный газ
Межзвездный газ составляет около 99% массы всей межзвездной среды и около 2% нашей Галактики. Температура газа колеблется в диапазоне от 4 К до 106 К. Излучает межзвездный газ также в широком диапазоне (от длинных радиоволн до жесткого гамма-излучения). Существуют области, где межзвездный газ находится в молекулярном состоянии (молекулярные облака) - это наиболее плотные и холодные части межзвездного газа. Есть области, где межзвездный газ состоит из нейтральных атомов водорода (области H I) и области ионизованного водорода (зоны H II), которыми являются светлые эмиссионные туманности вокруг горячих звезд.
По сравнению с Солнцем, в межзвездном газе заметно меньше тяжелых элементов, особенно алюминия, кальция, титана, железа и никеля. Межзвездный газ есть в галактиках всех типов. Больше всего его в неправильных (иррегулярных), а меньше всего в эллиптических галактиках. В нашей Галактике максимум газа сосредоточено на расстоянии 5 кпк от центра. Наблюдения показывают, что кроме упорядоченного движения вокруг центра Галактики, межзвездные облака имеют также и хаотические скорости. Через 30-100 млн. лет облако сталкивается с другим облаком. Образуются газо-пылевые комплексы. Вещество в них достаточно плотно для того, чтобы не пропускать на большую глубину основную часть проникающей радиации. Поэтому внутри комплексов межзвездный газ холоднее, чем в межзвездных облаках. Сложные процессы преобразования молекул вместе с гравитационной неустойчивостью ведут к возникновению самогравитирующих сгустков - протозвезд. Таким образом, молекулярные облака должны быстро (менее чем за 106 лет) превратиться в звезды. Межзвездный газ постоянно обменивается веществом со звездами. Согласно оценкам, в настоящее время в Галактике в звезды переходит газ в количестве примерно 5 масс Солнца в год.
Область М 42 в созвездии Ориона, где в наше время идет активный процесс звездообразования. Туманность светится из-за нагрева газа горячим излучением ярких звезд, находящихся поблизости. Итак, в процессе эволюции галактик происходит круговорот вещества: межзвездный газ -> звезды -> межзвездный газ, приводящий к постепенному увеличению содержания тяжелых элементов в межзвездном газе и звездах и уменьшению количества межзвездного газа в каждой из галактик. Не исключено, что в истории Галактики могли происходить задержки звездообразования на миллиарды лет.
Межзвездная пыль
Мелкие твердые частицы, рассеянные в межзвездном пространстве почти равномерно перемешаны с межзвездным газом. Размеры крупных газо-пылевых комплексов, о которых мы говорили выше, достигают десятков сотен парсек, а их масса составляет примерно 105 масс Солнца. Но существуют и небольшие плотные газо-пылевые образования - глобулы размером от 0,05 до нескольких пк и массой всего 0,1 - 100 масс Солнца. Межзвездные пылинки не сферичны и размер их примерно 0,1-1 мкм. Состоят они из песка и графита. Образуются они в оболочках поздних красных гигантов и сверхгигантов, оболочках новых и сверхновых звезд, в планетарных туманностях, около протозвезд. Тугоплавкое ядро одето в оболочку изо льда с примесями, которую в свою очередь окутывает слой атомарного водорода. Пылинки в межзвездной среде либо дробятся в результате столкновений друг с другом со скоростями больше 20 км/с, либо наоборот, слипаются, если скорости меньше 1 км/с.
Присутствие в межзвездной среде межзвездной пыли влияет на характеристики излучения исследуемых небесных тел. Пылинки ослабляют свет от далеких звезд, изменяют его спектральный состав и поляризацию. Помимо этого пылинки поглощают ультрафиолетовое излучение звезд и перерабатывают его в излучение с меньшей энергией. Ставшее в итоге инфракрасным, такое излучение наблюдается в спектрах планетарных туманностей, зон H II, околозвездных оболочек, сейфертовских галактик. На поверхности пылинок могут активно образовываться различные молекулы. Пылинки, как правило, электрически заряжены и взаимодействуют с межзвездными магнитными полями. Именно пылинкам мы обязаны таким эффектом как космическое мазерное излучение. Оно возникает в оболочках поздних холодных звезд и в молекулярных облаках (зоны H I и H II). Этот эффект усиления микроволнового излучения "работает", когда большое количество молекул окажется в неустойчивом возбужденном вращательном или колебательном состоянии и тогда достаточно одному фотону пройти через среду, чтобы вызвать лавинообразный переход молекул в основное состояние с минимальной энергией. А в результате мы видим узконаправленный (когерентный) очень мощный поток радиоизлучения. На рисунке показана молекула воды. Радиоизлучение от этой молекулы идет на волне 1,35 см. Кроме нее очень яркий мазер возникает на молекулах межзвездного гидроксила ОН на волне 18 см. Еще одна мазерная молекула SiO располагается в оболочках холодных звезд, находящихся на заключительной стадии звездной эволюции и развивающихся к планетарной туманности.
Темные туманности
Туманности представляют собой участки межзвездной среды, выделяющиеся своим излучением или поглощением на общем фоне неба. Темные туманности представляют собой плотные (обычно молекулярные) облака межзвездного газа и пыли, непрозрачные из-за межзвездного поглощения света пылью. Иногда темные туманности видны прямо на фоне Млечного Пути. Таковы, например, туманность "Угольный Мешок" и многочисленные глобулы. В тех частях, которые полупрозрачны для оптического диапазона, хорошо заметна волокнистая структура. Волокна и общая вытянутость темных туманностей связаны с наличием в них магнитных полей, затрудняющих движение вещества поперек силовых магнитных линий.
Светлые туманности
Отражательные туманности являются газо-пылевыми облаками, подсвеченными звездами. Примером такой туманности являются Плеяды. Свет от звезд рассеивается межзвездной пылью. Большинство отражательных туманностей расположено вблизи плоскости Галактики. Некоторые отражательные туманности имеют кометообразный вид и называются кометарными. В голове такой туманности находится обычно переменная звезда типа Т Тельца, освещающая туманность. Редкой разновидностью отражательной туманности является "световое эхо", наблюдавшееся после вспышки Новой 1901 г. в созвездии Персея. Яркая вспышка звезды подсветила пыль, и несколько лет наблюдалась слабая туманность, распространявшаяся во все стороны со скоростью света. На изображении слева выше показано звездное скопление "Плеяды" со звездами, окруженными светлыми туманностями. Если звезда, которая находится в туманности или рядом с ней достаточно горячая, то она ионизует газ в туманности. Тогда газ начинает светиться, а туманность называется самосветящаяся или туманность, ионизованная излучением.
Самыми яркими и распространенными, а также наиболее изученными представителями таких туманностей являются зоны ионизованного водорода H II. Существуют также зоны C II, в которых углерод почти полностью ионизован светом центральных звезд. Зоны С II обычно расположены вокруг зон H II в областях нейтрального водорода H I. Они как бы вложены друг в друга. Остатки Сверхновых (см. изображение справа выше), оболочки Новых и звездный ветер также являются самосветящимися туманностями, так как газ нагрет в них до многих млн. К (за фронтом ударной волны). Звезды Вольфа-Райе создают очень мощный звездный ветер. В результате вокруг них появляются туманности размером в несколько парсек с яркими волокнами. Аналогичны туманности вокруг ярких горячих звезд спектральных классов О - звезд Of, также обладающих сильным звездным ветром.
Планетарные туманности
К середине XIX века появилась возможность дать серьезное доказательство, что эти туманности принадлежат к самостоятельному классу объектов. Появился спектроскоп. Йозеф Фраунгофер обнаружил, что Солнце излучает непрерывный спектр, испещренный резкими линиями поглощения. Оказалось, что и спектра планет имеют многие характерные черты солнечного спектра. У звезд также обнаружился непрерывный спектр, однако, каждая из них имела свой собственный набор линий поглощения. Уильям Хеггинс (1824-1910) был первым, кто исследовал спектр планетарной туманности. Это была яркая туманность в созвездии Дракона NGC 6543. До этого Хеггинс в течение целого года наблюдал спектры звезд, однако спектр NGC 6543 оказался совершенно неожиданным. Ученый обнаружил лишь одну единственную, яркую линию. В то же время яркая Туманность Андромеды показала непрерывный спектр, характерный для спектров звезд. Теперь мы знаем, что Туманность Андромеды на самом деле является галактикой, а следовательно, состоит из множества звезд. В 1865 году тот же Хеггинс, применив спектроскоп более высокой разрешающей способности, обнаружил, что эта "единственная" яркая линия состоит из трех отдельных линий. Одну из них удалось отождествить с бальмеровской линией водорода Hb, но две другие, более длинноволновые и более интенсивные остались не узнанными. Их приписали новому элементу - небулию. Только в 1927 году этот элемент был отождествлен с ионом кислорода [O III]. А линии в спектрах планетарных туманностей до сих пор так и называются - небулярные.
Затем возникла проблема с центральными звездами планетарных туманностей. Они очень горячие, что ставило планетарные туманности в ряд перед звездами ранних спектральных классов. Однако исследования пространственных скоростей приводили к прямо противоположному результату. Вот данные по пространственным скоростям различных объектов: диффузные туманности - мала (0 км/с), звезды класса В - 12 км/с, звезды класса A - 21 км/с, звезды класса F - 29 км/с, звезды класса G - 34 км/с, звезды класса K - 12 км/с, звезды класса M - 12 км/с, планетарные туманности - 77 км/с. Только когда открыли расширение планетарных туманностей, появилась возможность вычислить их возраст. Он оказался равным примерно 10 000 лет. Это было первым свидетельством, что возможно, большинство звезд проходит через стадию планетарной туманности. Таким образом, планетарная туманность - это система из звезды, называемой ядром туманности, и симметрично окружающей ее светящейся газовой оболочки (иногда, несколько оболочек). Оболочка туманности и ее ядро генетически связаны. Для планетарных туманностей свойственен эмиссионный спектр, отличающийся от спектров излучения галактических диффузных туманностей большой степенью возбуждения атомов. Кроме линий двукратно ионизованного кислорода [O III], наблюдаются линии C IV, O V и даже O VI. Масса оболочки планетарной туманности примерно 0,1 массы Солнца. Все многообразие форм планетарных туманностей, вероятно, возникает из-за проекции их основной тороидальной структуры на небесную сферу под разными углами.
Оболочки планетарных туманностей расширяются в окружающее пространство со скоростями 20 - 40 км/с под действием внутреннего давления горячего газа. По мере расширения оболочка становится разреженней, ее свечение ослабевает, и в конце концов она становится невидимой. Ядра планетарных туманностей представляют собой горячие звезды ранних спектральных классов, претерпевающие значительные изменения за время жизни туманности. Температуры их обычно составляют 50 - 100 тыс. К. Ядра старых планетарных туманностей близки к белым карликам, но вместе с тем значительно ярче и горячее типичных объектов такого рода. Среди ядер встречаются и двойные звезды. Образование планетарной туманности является одной из стадий эволюции большинства звезд. Рассматривая этот процесс, удобно разделить его на две части: 1) от момента выброса туманности до той стадии, когда источники энергии звезды в основном исчерпаны; 2) эволюция центральной звезды от главной последовательности до выброса туманности. Эволюция после выброса туманности довольно хорошо изучена как наблюдательно, так и теоретически. Более ранние стадии гораздо менее понятны. Особенно стадия между красным гигантом и выбросом туманности.
Центральные звезды самой низкой светимости обычно окружены самыми большими, а потому самыми старыми туманностями. На изображении слева представлена планетарная туманность Гантель М 27 в созвездии Лисички. Вспомним немного теорию эволюции звезд. При удалении от главной последовательности важнейшая стадия эволюции звезды начинается после того, как водород в центральных областях полностью выгорит. Тогда центральные области звезды начинают сжиматься, освобождая гравитационную энергию. В это время область, в которой водород еще горит, начинает продвигаться наружу. Возникает конвекция. В звезде начинаются драматические перемены, когда масса изотермического гелиевого ядра составляет 10-13% массы звезды. Центральные области начинают быстро сжиматься, а оболочка звезды расширяется - звезда становится гигантом, перемещаясь вдоль ветви красных гигантов. Ядро, сжимаясь, разогревается. В конце концов, в нем начинается горение гелия. Через некоторый период времени истощаются и запасы гелия. Тогда начинается второе "восхождение" звезды вдоль ветви красных гигантов. Звездное ядро, состоящее из углерода и кислорода, быстро сжимается, а оболочка расширяется до гигантских размеров. Такая звезда называется звездой асимптотической ветви гигантов. На этой стадии звезды имеют два слоевых источника горения - водородный и гелиевый и начинают пульсировать.
В данный момент вы не можете посмотреть или раздать видеоурок ученикам
Чтобы получить доступ к этому и другим видеоурокам комплекта, вам нужно добавить его в личный кабинет, приобретя в каталоге.
Получите невероятные возможности
Конспект урока "Межзвёздная среда: газ и пыль"
Сейчас мы точно знаем, что всё межзвёздное пространство внутри Галактики заполнено межзвёздной средой. Её большая часть массы приходится на разреженный газ и пыль.
Основным компонентом межзвёздной среды является межзвёздный газ. Он на 70 % состоит из водорода и 28 % — из гелия. В зависимости от температурных условий и плотности межзвёздный газ может находиться в трёх различных состояниях: ионизированном, атомарном и молекулярном.
Почти все знания о межзвёздном газе были получены во второй половине ХХ века после того, как было обнаружено радиоизлучение нейтрального атомарного водорода. Оказалось, что основной уровень энергии этого атома разделён на два подуровня. И в среднем один раз за 11 миллионов лет (!) возможен переход электрона с одного из них на другой.
При этом испускается квант с частотой, соответствующей длине волны 21 см. Но так как водород составляет основную массу вещества Галактики, то радиоизлучение на этой волне оказывается очень интенсивным. Именно благодаря этому было установлено, что атомарный водород, имеющий температуру около 100 К, образует в диске Галактики тонкий слой толщиной порядка 200—300 пк. А по мере удаления от центра Галактики (примерно на расстоянии 15—20 кпк) его толщина увеличивается до нескольких килопарсек.
Помимо газа, в межзвёздном пространстве рассеяно бесчисленное количество микроскопических твёрдых частиц. Их типичный размер колеблется от 0,01 до 0,2 мкм. Считается, что эти частицы образовываются и поставляются в межзвёздную среду за счёт расширения оболочек новых и сверхновых звёзд, холодных красных гигантов и сверхгигантов.
Межзвёздная пыль всегда сопутствует газу. На её долю приходится около 1 % от массы межзвёздного газа. И хотя газ и пыль в Галактике очень сильно разрежены, в некоторых её областях они могут концентрироваться. В этих местах мы наблюдаем так называемые газопылевые туманности. Все они делятся на два вида: тёмные и светлые (или диффузные).
В свою очередь выделяют три типа диффузных туманностей: отражательная, эмиссионная и планетарная.
Отражательными туманностями называются туманности, которые сами не излучают свет, а подсвечиваются ближайшими звёздами. Как правило такие туманности содержат большое количество межзвёздной пыли, которая рассеивает свет ближайшей звезды. Причём рассеяние голубого цвета более эффективно, чем красного. Поэтому отражательные туманности, как правило, имеют синеватый оттенок. Примером такой светлой туманности является туманность в скоплении Плеяды в созвездии Тельца. А также туманность Голова Ведьмы, которая связана с яркой звездой Ригель.
Области ионизированного водорода с температурой 8000—10 000 К проявляют себя в оптическом диапазоне как светлые эмиссионные туманности. Их свечение возбуждается ультрафиолетовым излучением близкорасположенных горячих звёзд (спектральных классов В и О, а также звёзд типа Вольфа — Райе). Цвет таких туманностей красноватый, так как именно этому цвету соответствует излучение водорода.
Как правило, эмиссионные туманности имеют неправильную, клочковатую форму размером до десяти парсек. Плотность вещества в них небольшая — всего около 10 –17 —10 –20 кг/м 3 . Эмиссионные туманности являются указателями мест протекающего в настоящее время звёздообразования.
Самым известным представителем светящихся эмиссионных туманностей является Большая туманность Ориона. Она самая яркая на ночном небе.
Особым типом светлых туманностей являются планетарные туманности. Они выглядят как слабо светящиеся диски или кольца, напоминающие диски планет.
Планетарные туманности представляют собой светящуюся расширяющуюся оболочку ионизированного газа, сброшенного красным гигантом на конечной стадии своей эволюции. В центре такой туманности находится остаток от погибшей звезды — белый карлик или нейтронная звезда.
Также планетарные туманности образовываются в результате взрыва сверхновых звёзд. После взрыва оболочка сверхновой разлетается в разные стороны, образуя ударную волну, которая самым причудливым образом может взаимодействовать с межзвёздным газом и пылью.
Самой известной такой туманностью является Крабовидная Туманность в созвездии Стрельца. Напомним, что появилась она в результате вспышки сверхновой в 1054 году. В её центре располагается пульсар.
Концентрация вещества в них достаточно большая, но при этом они обладают очень низкой температурой, которая колеблется в пределах от 8 К до 30 К. Именно в таких условиях гравитационные силы могут преодолеть газовое давление и вызвать коллапс облака. Возникающая при этом неоднородность отдельных частей облака приводит к тому, что оно распадается на отдельные фрагменты (сгустки), каждый из которых продолжает сжиматься. Такой процесс может повторяться до тех пор, пока не образуются фрагменты высокой плотности и вещество не сможет уносить выделяющееся тепло. Эти зародыши будущих звёзд принято называть протозвёздами. Продолжительность процесса образования протозвёзд невелика — всего около нескольких миллионов лет.
По мере роста массы протозвезды растёт и температура в её недрах. Когда она достигнет нескольких миллионов кельвинов, сжатие протозвезды прекратится, а в ядре включаться термоядерные источники энергии — реакции протон-протонного цикла. Момент начала термоядерных реакций есть момент рождения звезды.
Скорее всего, из вещества одного из таких дисков, который образовался вместе с будущим Солнцем, около 5 млрд лет назад сформировалась наша Земля и все другие тела Солнечной системы.
Тёмные газопылевые туманности, как и глобулы, представляют собой практически непрозрачные молекулярные облака, которые выглядят на небе как тёмные области, почти лишённые звёзд. Самая большая и близко расположенная к нам тёмная туманность протянулась от созвездия Орла до созвездия Скорпиона. Она вызывает хорошо заметное раздвоение Млечного Пути.
Тёмные туманности отличаются от глобул тем, что они связаны с гигантскими молекулярными облаками, а также чаще всего являются скоплениями тёмных туманностей. Глобулами же называются отдельные изолированные тёмные туманности. Примерами тёмных туманностей являются туманности Конская Голова, Угольный Мешок и Туманность Змея в созвездии Змееносца.
Кроме разреженного газа и пыли, в межзвёздном пространстве со скоростями, близкими к скорости света, движется огромное количество элементарных частиц и ядер различных атомов. Их потоки называют космическими лучами. А основными источниками частиц являются остатки сверхновых звёзд и пульсары. Изучение космических лучей позволило итальянскому учёному Энрико Ферми получить свидетельства существования межзвёздного магнитного поля.
Читайте также: