Космические картины – туманности

 Космические картины – туманности

У астрономов-любителей есть такое понятие как объекты глубокого  космоса. К ним относятся звездные скопления, галактики и красивейшие туманности. Туманности — невероятно притягательные объекты, которые поражают воображение своими красотами. Туманности — это любимцы публики, настоящие космические “достопримечательности”. Они бывают совершенно разные, есть туманности-колыбели, туманности-города, и даже туманности-кладбища.А что такое туманность?

Туманности —  гигантские межзвёздные облака, имеющие в своём составе газы, пыль, плазму. Облака выделяются в окружающей среде либо поглощаемостью света, либо его излучением.

Некоторые туманности оказываются гигантскими облаками из газа и пыли, в которых рождаются звезды. “Новорожденные” подсвечивают окружающее вещество, и получаются невероятные космические картины. Со временем большая часть звезд навсегда разлетается из своей колыбели, преодолевая огромные расстояния. В некоторых туманностях ученые даже смогли разглядеть, как образуются планетные системы, вроде нашей.

Туманность Ориона (M 42, NGC 1976)

Есть и другие туманности — это вещество, оставшееся после смерти звезд. Жизнь и смерть звезды на самом деле сильно зависит от ее массы. Очень тяжелые звезды (например, в несколько раз тяжелее Солнца) проживают короткую и яркую жизнь, и в конце взрываются как сверхновые. При этом они разбрасывают вокруг себя часть вещества, которое и становится туманностью. После взрыва сверхновой остается туманность и остаток звезды — нейтронная звезда или черная дыра.

Крабовидная туманность (M 1, NGC 1952, Taurus A)

Звезды поменьше живут гораздо дольше. В конце своей жизни они сбрасывают внешнюю оболочку — так появляются красивые туманности, которые называют планетарными. При этом ядро звезды, наоборот, сжимается, постепенно охлаждается и становится белым карликом. Именно такая судьба ждет наше Солнце.

Планетарная туманность Улитка (NGC 7293)

Раньше туманностями называли и галактики, ведь люди видели их всего лишь как размытые пятнышки вроде звезд.Но потом стало понятно, что это объекты, состоящие из миллиардов звезд — просто они очень далеко и кажутся похожими на одну звезду. Это гигантские звездные города, находящиеся за пределами нашей собственной галактики. И хотя сейчас их, как правило, туманностями уже не называют, есть и исключения. Самая близкая к нам крупная галактика носит название туманность Андромеды. Она видна на небе даже невооруженным глазом.

Туманность Андромеды (M 31, NGC 224)

Темные туманности — это достаточно плотные соединения межзвездного газа и пыли, структура которых непрозрачна из-за пылевого воздействия. На фоне Млечного Пути изредка можно наблюдать скопления подобного рода.Примером такого образования может послужить Конская Голова в созвездии Ориона.

Туманность Конская Голова (IC 434, Barnard 33)

Светлыетуманности обладают способностью самостоятельного излучения света.

Отражательные туманности подсвечиваются звёздами. Основные объекты этого типа располагаются возле плоскости Млечного Пути. Иногда они находятся выше этой плоскости, и звёзды галактики подсвечивают их.

Пылевая туманность Ангел (NGC 2170)

Если туманности преимущественно красного цвета, то этот фактор связан с тем, что внутри них присутствует большое количество водорода. Оттенки зеленого и синего свидетельствуют о наличии в составе азота, гелия и некоторых тяжелых металлов.

На самом деле мир туманностей еще разнообразнее, их очень много, и двух одинаковых не найти. Часто туманности похожи на причудливые космические картины. Их автор — природа, ну а нам выдалась уникальная возможность на них любоваться.

По материалам: Астронет; pgbooks.ru; v-kosmose.com

КАКИЕ БЫВАЮТ ГАЛАКТИКИ | Наука и жизнь

Этот «звездный водоворот» — спиральная галактика М51 в созвездии Гончих Псов.

Схема классификации галактик, по Хабблу (1925 год).

Галактика NGC 4314 (созвездие Водолея).

Неправильные галактики: слева — Большое Магелланово Облако, справа — Малое Магелланово Облако.

Огромная эллиптическая галактика в созвездии Девы — радиоисточник Дева А. Это почти шаровая галактика. По всей вероятности, очень активная — виден выброс яркой струи вещества.

Галактика NGC 4650 А (созвездие Кентавра). Расстояние до нее 165 миллионов световых лет.

Газовая туманность (М27), которая находится в нашей Галактике, но очень далеко от нас — на расстоянии 1200 световых лет.

Перед вами не галактика, а туманность Тарантул 30 Золотой Рыбы — известная достопримечательность Большого Магелланова Облака.

‹

›

«Давным-давно, в далекой-далекой
галактике…» — этими словами обычно начинаются
фильмы известного сериала «Звездные войны».
А представляете ли вы, как велико количество
таких «далеких-далеких» галактик? Например,
галактик, которые мы видим как точку ярче 12^m, известно около 250. Галактик, блеск
которых еще слабее — до 15^m, — около 50000. Число тех, которые могут
быть сфотографированы лишь очень мощным,
например 6-метровым, телескопом на пределе его
возможностей, — многие миллиарды. С помощью
космического телескопа их можно увидеть еще
больше. Все вместе эти звездные острова и есть
Вселенная — мир галактик.

Люди, живущие на Земле, поняли это далеко не
сразу. Сначала им предстояло открыть собственную
планету — Землю. Потом — Солнечную систему. Затем -
собственный звездный остров — нашу Галактику. Мы
называем ее — Млечный Путь.

Еще через какое-то время астрономы обнаружили,
что у нашей Галактики есть соседи, что туманность
Андромеды, Большое Магелланово Облако, Малое
Магелланово Облако и многие другие туманные
пятнышки — это уже не наша Галактика, а другие,
самостоятельные звездные острова.

Так человек заглянул за пределы своей
Галактики. Постепенно выяснилось, что мир
галактик не только поразительно велик, но и
разнообразен. Галактики резко различаются
размерами, внешним видом и числом входящих в них
звезд, светимостью.

Основоположником внегалактической астрономии,
которая занимается этими вопросами, по праву
считают американского астронома Эдвина Хаббла
(1889-1953). Он доказал, что многие «туманности»
на самом деле — другие галактики, состоящие из
множества звезд. Изучил более тысячи галактик,
определил расстояние до некоторых из них. Среди
галактик выделил три основных типа: спиральные,
эллиптические и неправильные.

Теперь мы знаем, что спиральные галактики
встречаются чаще других. Более половины галактик
— спиральные. К их числу относятся и наш Млечный
Путь, и галактика в Андромеде (М31), и галактика в
Треугольнике (М33).

Спиральные галактики очень красивы. В центре -
яркое ядро (большое тесное скопление звезд). Из
ядра выходят спиральные, закручивающиеся вокруг
него ветви. Они состоят из молодых звезд и
облаков нейтрального газа, в основном — водорода.
Все ветви — а их может быть одна, две или несколько
— лежат в плоскости, совпадающей с плоскостью
вращения галактики. Поэтому галактика имеет вид
сплющенного диска.

Астрономы долгое время не могли понять, почему
галактические спирали, или, как их еще называют,
рукава, так долго не разрушаются. По этому
вопросу было много разных гипотез. Сейчас
большинство исследователей галактик склоняются
к мнению, что галактические спирали представляют
собой волны повышенной плотности вещества. Они
подобны волнам на поверхности воды. А те, как
известно, при своем движении не переносят
вещество.

Чтобы появились волны на спокойной поверхности
воды, достаточно бросить в воду хотя бы небольшой
камень. Возникновение спиральных рукавов,
вероятно, тоже связано с каким-то толчком. Это
могли быть перемещения в самой массе звезд,
населяющих данную галактику. Не исключена связь
с так называемым дифференциальным вращением и
«всплесками» при звездообразовании.

Астрофизики довольно уверенно говорили о том,
что именно в рукавах спиральных галактик
сосредоточена основная масса недавно родившихся
звезд. Но тут стали появляться сведения о том, что
рождение звезд, возможно, происходит и в
центральных областях галактик (см. «Наука и
жизнь» № 10, 1984 г.). Это прозвучало как сенсация.
Одно из таких открытий сделано совсем недавно,
когда с помощью космического телескопа имени
Хаббла сфотографировали галактику NGC 4314 (фото
внизу).

Галактики, именуемые эллиптическими , по
внешнему виду существенно отличаются от
спиральных. На фотографиях они выглядят как
эллипсы с разной степенью сжатия. Среди них есть
галактики, похожие на линзу, и почти шаровые
звездные системы. Встречаются и гиганты, и
карлики. Примерно четверть из наиболее ярких
галактик относят к числу эллиптических. Для
многих из них характерен красноватый цвет.
Долгое время астрономы считали это одним из
свидетельств того, что эллиптические галактики в
основном состоят из старых (красных) звезд.
Последние наблюдения космического телескопа
Хаббла и инфракрасного телескопа «ISO»
опровергают эту точку зрения (см. «Наука и
жизнь» №№ 1 и 2, 1999 г.).

Среди эллиптических галактик есть такие
интересные объекты, как шаровая галактика NGС 5128
(созвездие Кентавра) или М87 (созвездие Девы). Они
привлекают к себе внимание как мощнейшие
источники радиоизлучения. Особая загадка этих и
нескольких спиральных галактик — их ядра. Что
сосредоточено в них: сверхмассивные звездные
скопления или черные дыры? По мнению некоторых
астрофизиков, спящая черная дыра (или несколько
черных дыр), возможно, притаилась в центре нашей
Галактики, окутанном облаками непрозрачной
межзвездной материи, или, например, в Большом
Магеллановом Облаке.

Единственными источниками информации о
процессах, идущих в центральных областях нашей и
других галактик, до последнего времени были
наблюдения в радио- и рентгеновских диапазонах.
Например, чрезвычайно интересные данные о
структуре центра нашей Галактики получил с
помощью российских орбитальных обсерваторий
«Астрон» и «Гранат» коллектив ученых во
главе с академиком Р. Сюняевым. Позднее, в 1997 году,
с помощью инфракрасной камеры американского
космического телескопа имени Хаббла астрофизики
получили снимки ядра эллиптической галактики NGС
5128 (радиогалактика Кентавра А). Удалось
обнаружить находящиеся от нас на расстоянии 10
миллионов световых лет отдельные детали
(размером порядка 100 световых лет). Раскрылась
впечатляющая картина буйства горячего газа,
крутящегося вокруг какого-то центра, возможно,
черной дыры. Однако не исключено, что чудовищная
активность ядер галактик, подобных этой, связана
с иными бурными событиями. Ведь в истории жизни
галактик много необычного: они сталкиваются, а
иногда даже «пожирают» друг друга.

Наконец обратимся к третьему (по классификации
Хаббла) типу галактик — неправильным (или
иррегулярным). Они отличаются хаотической,
клочковатой структурой и не имеют какой-либо
определенной формы.

Именно такими оказались две самые близкие к нам
сравнительно небольшие галактики — Магеллановы
Облака. Это спутники Млечного Пути. Они видны
невооруженным глазом, правда, только на небе
Южного полушария Земли.

Вы, наверное, знаете, что Южный полюс мира не
отмечен на небе какой-либо заметной звездой (в
отличие от Северного полюса мира, рядом с которым
сейчас расположена a Малой Медведицы — Полярная
звезда). Магеллановы Облака помогают определить
направление на Южный полюс мира. Большое Облако,
Малое Облако и Южный полюс лежат в вершинах
равностороннего треугольника.

Две самые близкие к нам галактики получили свое
название в честь Фернана Магеллана в XVI веке по
предложению Антонио Пигафетты, который был
летописцем знаменитого кругосветного
путешествия. В своих записях он отмечал все
необычное, что происходило или наблюдалось во
время плавания Магеллана. Не оставил без
внимания и эти туманные пятна на звездном небе.

Хотя неправильные галактики — самый
немногочисленный класс галактик, исследование
их очень важно и плодотворно. Особенно это
относится именно к Магеллановым Облакам, которые
привлекают особое внимание астрономов прежде
всего потому, что они почти рядом с нами. До
Большого Магелланова Облака менее 200 тысяч
световых лет, до Малого Магелланова Облака еще
ближе — около 170 тысяч световых лет.

Астрофизики постоянно обнаруживают в этих
внегалактических мирах что-нибудь очень
интересное: уникальные наблюдения вспышки
сверхновой звезды в Большом Магеллановом Облаке
23 февраля 1987 года. Или, например, туманность
Тарантул, в которой за последние годы сделано
множество удивительных открытий.

Несколько десятков лет назад один из моих
учителей, профессор Б. А. Воронцов-Вельяминов
(1904-1994), прилагал огромные усилия к тому, чтобы
привлечь внимание своих коллег к
взаимодействующим галактикам. В те времена эта
тема многим астрономам казалась экзотикой, не
представляющей особого интереса. Но вот спустя
годы стало ясно, что работы Бориса
Александровича (и его последователей) -
исследования взаимодействующих галактик -
открыли новую, очень важную страницу в истории
внегалактической астрономии. И сейчас уже никому
не представляются экзотикой не только самые
причудливые (и не всегда понятные) формы
взаимодействия галактик, но даже и
«каннибализм» в мире гигантских звездных
систем.

«Каннибализм» — взаимное «поедание»
галактик друг другом (их слияние при тесных
сближениях) — запечатлен на фотоснимках. По одной
из гипотез, «каннибалом» может стать наш
Млечный Путь. Основанием для такого
предположения стало открытие в начале 90-х годов
карликовой галактики. В ней всего несколько
миллионов звезд, а находится она на расстоянии 50
тысяч световых лет от Млечного Пути. Эта
«малышка» не такая уж
юная: она возникла несколько миллиардов лет
назад. Чем закончится ее долгая жизнь, пока
сказать трудно. Но не исключена возможность того,
что она когда-нибудь сблизится с Млечным Путем, и
он ее поглотит.

Подчеркнем еще раз, что мир галактик
необыкновенно многообразен, удивителен и во
многом непредсказуем. А любители астрономии
смогут следить за новостями внегалактической
астрономии, которая сейчас стремительно
развивается. Так что ждите новую информацию,
новые фотографии самых необыкновенных галактик.

Каковы пределы человеческого зрения? — BBC News Русская служба

• Адам Хадхази
• BBC Future

4 августа 2015

Автор фото, SPL

Корреспондент

BBC Future рассказывает об удивительных свойствах нашего зрения — от способности видеть далекие галактики до возможности улавливать невидимые, казалось бы, световые волны.

Окиньте взглядом комнату, в которой находитесь – что вы видите? Стены, окна, разноцветные предметы – все это кажется таким привычным и само собой разумеющимся. Легко забыть о том, что мы видим окружающий нас мир лишь благодаря фотонам — световым частицам, отражающимся от объектов и попадающим на сетчатку глаза.

В сетчатке каждого из наших глаз расположено примерно 126 млн светочувствительных клеток. Мозг расшифровывает получаемую от этих клеток информацию о направлении и энергии попадающих на них фотонов и превращает ее в разнообразие форм, цветов и интенсивности освещения окружающих предметов.

У человеческого зрения есть свои пределы. Так, мы не способны ни увидеть радиоволны, излучаемые электронными устройствами, ни разглядеть невооруженным глазом мельчайшие бактерии.

Благодаря прогрессу в области физики и биологии можно определить границы естественного зрения. «У любых видимых нами объектов есть определенный «порог», ниже которого мы перестаем их различать», — говорит Майкл Лэнди, профессор психологии и нейробиологии в Нью-Йоркском университете.

Сперва рассмотрим этот порог с точки зрения нашей способности различать цвета — пожалуй, самой первой способности, которая приходит на ум применительно к зрению.

Автор фото, SPL

Подпись к фото,

Колбочки отвечают за цветовосприятие, а палочки помогают нам видеть оттенки серого цвета при низком освещении

Наша способность отличать, например, фиолетовый цвет от пурпурного связана с длиной волны фотонов, попадающих на сетчатку глаза. В сетчатке имеются два типа светочувствительных клеток — палочки и колбочки. Колбочки отвечают за цветовосприятие (так называемое дневное зрение), а палочки позволяют нам видеть оттенки серого цвета при низком освещении — например, ночью (ночное зрение).

Содержащиеся в светочувствительных клетках рецепторы — опсины — поглощают электромагнитную энергию фотонов и производят электрические импульсы. Эти сигналы по оптическому нерву попадают в мозг, который и создает цветную картину происходящего вокруг нас.

В человеческом глазе есть три вида колбочек и соответствующее им число типов опсинов, каждый из которых отличается особой чувствительностью к фотонам с определенным диапазоном длин световых волн.

Колбочки S-типа чувствительны к фиолетово-синей, коротковолновой части видимого спектра; колбочки M-типа отвечают за зелено-желтую (средневолновую), а колбочки L-типа — за желто-красную (длинноволновую).

Все эти волны, а также их комбинации, позволяют нам видеть полный диапазон цветов радуги. «Все источники видимого человеком света, за исключением ряда искусственных (таких, как преломляющая призма или лазер), излучают смесь волн различной длины», — говорит Лэнди.

Автор фото, Thinkstock

Подпись к фото,

Не весь спектр полезен для наших глаз…

Из всех существующих в природе фотонов наши колбочки способны фиксировать лишь те, которые характеризуются длиной волн в весьма узком диапазоне (как правило, от 380 до 720 нанометров) – это и называется спектром видимого излучения. Ниже этого диапазона находятся инфракрасный и радиоспектры – длина волн низкоэнергетических фотонов последнего варьируется от миллиметров до нескольких километров.

По другую сторону видимого диапазона волн расположен ультрафиолетовый спектр, за которым следует рентгеновский, а затем — спектр гамма-излучения с фотонами, длина волн которых не превышает триллионные доли метра.

Хотя зрение большинства из нас ограничено видимым спектром, люди с афакией — отсутствием в глазу хрусталика (в результате хирургической операции при катаракте или, реже, вследствие врожденного дефекта) — способны видеть ультрафиолетовые волны.

В здоровом глазе хрусталик блокирует волны ультрафиолетового диапазона, но при его отсутствии человек способен воспринимать волны длиной примерно до 300 нанометров как бело-голубой цвет.

В исследовании 2014 г. отмечается, что в каком-то смысле мы все можем видеть и инфракрасные фотоны. Если два таких фотона практически одновременно попадут на одну и ту же клетку сетчатки, их энергия может суммироваться, превратив невидимые волны длиной, скажем, в 1000 нанометров в видимую волну длиной в 500 нанометров (большинство из нас воспринимает волны этой длины как холодный зеленый цвет).

Сколько цветов мы видим?

В глазе здорового человека три типа колбочек, каждый из которых способен различать около 100 различных цветовых оттенков. По этой причине большинство исследователей оценивает количество различаемых нами цветов примерно в миллион. Однако восприятие цвета очень субъективно и индивидуально.

«Точно подсчитать, сколько мы видим цветов, не представляется возможным, — говорит Кимберли Джемесон, научный сотрудник Калифорнийского университета в Ирвайне. – Некоторые видят больше, некоторые — меньше».

Джемесон знает, о чем говорит. Она изучает зрение тетрахроматов – людей, обладающих поистине сверхчеловеческими способностями к различению цветов. Тетрахроматия встречается редко, в большинстве случаев у женщин. В результате генетической мутации у них имеется дополнительный, четвертый вид колбочек, что позволяет им, по грубым подсчетам, видеть до 100 млн цветов. (У людей, страдающих цветовой слепотой, или дихроматов, всего два типа колбочек — они различают не более 10 000 цветов. )

Сколько нам нужно фотонов, чтобы увидеть источник света?

Как правило, колбочкам для оптимального функционирования требуется гораздо больше света, чем палочкам. По этой причине при низком освещении наша способность различать цвета падает, а за работу принимаются палочки, обеспечивающие черно-белое зрение.

В идеальных лабораторных условиях на тех участках сетчатки, где палочки по большей части отсутствуют, колбочки могут активироваться при попадании на них всего нескольких фотонов. Однако палочки справляются с задачей регистрации даже самого тусклого света еще лучше.

Автор фото, SPL

Подпись к фото,

После операции на глазе некоторые люди приобретают способность видеть ультрафиолетовое излучение

Как показывают эксперименты, впервые проведенные в 1940-х гг., одного кванта света достаточно для того, чтобы наш глаз его увидел. «Человек способен увидеть один-единственный фотон, — говорит Брайан Уонделл, профессор психологии и электротехники в Стэнфордском университете. – В большей чувствительности сетчатки просто нет смысла».

В 1941 г. исследователи из Колумбийского университета провели эксперимент – испытуемых заводили в темную комнату и давали их глазам определенное время на адаптацию. Для достижения полной чувствительности палочкам требуется несколько минут; именно поэтому, когда мы выключаем в помещении свет, то на какое-то время теряем способность что-либо видеть.

Затем в лицо испытуемым направляли мигающий сине-зеленый свет. С вероятностью выше обычной случайности участники эксперимента регистрировали вспышку света при попадании на сетчатку всего 54 фотонов.

Не все фотоны, достигающие сетчатки, регистрируются светочувствительными клетками. Учитывая это обстоятельство, ученые пришли к выводу, что всего пяти фотонов, активирующих пять разных палочек в сетчатке, достаточно, чтобы человек увидел вспышку.

Самый маленький и самый удаленный видимые объекты

Следующий факт может вас удивить: наша способность увидеть объект зависит вовсе не от его физических размеров или удаления, а от того, попадут ли хотя бы несколько излучаемых им фотонов на нашу сетчатку.

«Единственное, что нужно глазу, чтобы что-то увидеть, — это определенное количество света, излученного или отраженного на него объектом, — говорит Лэнди. – Все сводится к числу достигших сетчатки фотонов. Каким бы миниатюрным ни был источник света, пусть даже он просуществует доли секунды, мы все равно способны его увидеть, если он излучает достаточное количество фотонов».

Автор фото, Thinkstock

Подпись к фото,

Глазу достаточно небольшого количества фотонов, чтобы увидеть свет

В учебниках по психологии часто встречается утверждение о том, что в безоблачную темную ночь пламя свечи можно заметить с расстояния до 48 км. В реальности же наша сетчатка постоянно бомбардируется фотонами, так что один-единственный квант света, излученный с большого расстояния, просто затеряется на их фоне.

Чтобы представить себе, насколько далеко мы способны видеть, взглянем на ночное небо, усеянное звездами. Размеры звезд огромны; многие из тех, что мы наблюдаем невооруженным взглядом, достигают миллионов км в диаметре.

Однако даже самые близкие к нам звезды расположены на расстоянии свыше 38 триллионов километров от Земли, поэтому их видимые размеры настолько малы, что наш глаз не способен их различить.

С другой стороны, мы все равно наблюдаем звезды в виде ярких точечных источников света, поскольку испускаемые ими фотоны преодолевают разделяющие нас гигантские расстояния и попадают на нашу сетчатку.

Автор фото, Thinkstock

Подпись к фото,

Острота зрения снижается по мере увеличения расстояния до объекта

Все отдельные видимые звезды на ночном небосклоне находятся в нашей галактике – Млечном Пути. Самый удаленный от нас объект, который человек в состоянии разглядеть невооруженным глазом, расположен за пределами Млечного Пути и сам представляет собой звездное скопление – это Туманность Андромеды, находящаяся на расстоянии в 2,5 млн световых лет, или 37 квинтильонов км, от Солнца. (Некоторые люди утверждают, что особо темными ночами острое зрение позволяет им увидеть Галактику Треугольника, расположенную на удалении около 3 млн световых лет, но пусть это утверждение останется на их совести. )

Туманность Андромеды насчитывает один триллион звезд. Из-за большой удаленности все эти светила сливаются для нас в едва различимое пятнышко света. При этом размеры Туманности Андромеды колоссальны. Даже на таком гигантском расстоянии ее угловой размер в шесть раз превышает диаметр полной Луны. Однако до нас долетает настолько мало фотонов из этой галактики, что она едва различима на ночном небе.

Предел остроты зрения

Почему же мы не способны разглядеть отдельные звезды в Туманности Андромеды? Дело в том, что у разрешающей способности, или остроты, зрения есть свои ограничения. (Под остротой зрения подразумевается способность различать такие элементы, как точка или линия, как отдельные объекты, не сливающиеся с соседними объектами или с фоном.)

Фактически остроту зрения можно описывать так же, как и разрешение компьютерного монитора — в минимальном размере пикселей, которые мы еще способны различать как отдельные точки.

Автор фото, SPL

Подпись к фото,

Достаточно яркие объекты можно разглядеть на расстоянии в несколько световых лет

Ограничения остроты зрения зависят от нескольких факторов — таких как расстояние между отдельными колбочками и палочками сетчатки глаза. Не менее важную роль играют и оптические характеристики самого глазного яблока, из-за которых далеко не каждый фотон попадает на светочувствительную клетку.

В теории, как показывают исследования, острота нашего зрения ограничивается способностью различать около 120 пикселей на угловой градус (единицу углового измерения).

Практической иллюстрацией пределов остроты человеческого зрения может являться расположенный на расстоянии вытянутой руки объект площадью с ноготь, с нанесенными на нем 60 горизонтальными и 60 вертикальными линиями попеременно белого и черного цветов, образующими подобие шахматной доски. «По всей видимости, это самый мелкий рисунок, который еще в состоянии различить человеческий глаз», — говорит Лэнди.

На этом принципе основаны таблицы, используемые окулистами для проверки остроты зрения. Наиболее известная в России таблица Сивцева представляет собой ряды черных заглавных букв на белом фоне, размер шрифта которых с каждым рядом становится все меньше.

Острота зрения человека определяется по тому, на каком размере шрифта он перестает четко видеть контуры букв и начинает их путать.

Автор фото, Thinkstock

Подпись к фото,

В таблицах для проверки остроты зрения используются черные буквы на белом фоне

Именно пределом остроты зрения объясняется тот факт, что мы не способны разглядеть невооруженным глазом биологическую клетку, размеры которой составляют всего несколько микрометров.

Но не стоит горевать по этому поводу. Способность различать миллион цветов, улавливать одиночные фотоны и видеть галактики на удалении в несколько квинтильонов километров – весьма неплохой результат, если учесть, что наше зрение обеспечивается парой желеобразных шариков в глазницах, соединенных с полуторакилограммовой пористой массой в черепной коробке.

Звезды Вольфа-Райе — монстры под вуалью / Хабр

К этим звездам вполне обоснованно применимы эпитеты «самые-самые». — Самые массивные, самые горячие, самые короткоживущие, обладающие самыми мощными и быстрыми звездными ветрами и самыми большими светимостями среди других звезд. Наше Солнце, желтый карлик, смотрится на их фоне, скажем прямо, непрезентабельно.

Звезды Вольфа-Райе являются одними из прародителей сверхновых, нейтронных звезд и черных дыр.

Эти сверхмассивные голубоватые светила, часто окруженные флуоресцирующими газовыми туманностями, крайне редки — в нашей Галактике их зафиксировано всего около 500.

Одни из самых немногочисленных звезд Вселенной — звезды класса Вольфа-Райе (WR).

Центральная звезда Вольфа-Райе (WR 136), окруженная своей туманностью NGC 6888.

Протяженность туманности — 25 св. лет. Она состоит преимущественно из водорода (красным) и кислорода (голубым), ионизированных мощным УФ-излучением звезды.

Найти наших редких птиц на просторах космоса несложно, если знать, где искать.

Звезды Вольфа-Райе (WR), как правило, обитают в областях активного звездообразования и формирования массивных звёзд. – Это области космоса, где имеется повышенная концентрация пыли и газа (в основном ионизированного Н II и молекулярного водорода). В таких протяжённых газопылевых туманностях при возникновении гравитационной неустойчивости рождаются молодые звёздные скопления (молодые звёзды почти никогда не встречаются поодиночке). Такие звездные ассоциации насчитывают десятки и сотни юных горячих голубых и бело-голубых сверхгигантов спектральных классов О и В.

В крупных спиральных галактиках эти своеобразные звездные ясли можно найти в ядре и в спиральных рукавах.

NGC 3603 — скопление в созвездии Киль в 20 тыс. св. годах от Солнца.

Одна из крупнейших областей звездообразования в Млечном Пути. Центр скопления имеет одну из самых высоких концентраций молодых массивных звезд.

Содержит 5 звезд Вольфа-Райе, две из которых составляют двойную систему с массами 120 (самая массивная звезда нашей Галактики) и 92 массы Солнца.

(Фото телескопа VLT в видимом и ближнем ИК-диапазонах).

В карликовых и неправильных галактиках области звездообразования могут располагаться в случайных регионах.

Компактное молодое (менее 2 млн. лет) звездное скоплении r136 в туманности Тарантул (галактика Большое Магелланово Облако, 163 000 св. лет).

(Слева — фото «Хаббла» в УФ,- ИК- и видимом диапазонах).

Это обширная область ионизированного водорода, где происходят процессы активного формирования звезд. В центральной части скоплении на протяжении всего шестнадцати световых лет содержится 12 звезд Вольфа-Райе и ещё 19 – на периферии скопления!

Здесь расположена самая массивная и самая яркая из известных на данный момент звезд во Вселенной – звезда r136a1 (на картинке справа — в масштабе с Солнцем).

Температура фотосфер звезд Вольфа-Райе составляет в среднем 50 000 градусов, но может достигать и 210 000 К.

Пик их излучения при таких температурах приходится на очень дальнюю ультрафиолетовую область < 100 нм (для сравнения: у Солнца пик излучения — в зелено-голубой области видимого диапазона ~500 нм).

Основное излучение звезд WR приходится на ультрафиолет и ИК-диапазон. В видимом диапазоне звезда может быть на порядки тусклее, чем в УФ и без специальных фильтров выглядит в телескоп ничем не примечательным светилом. (При этом наблюдение за звездами WR в оптике часто бывает затруднено из-за сильного поглощения света пылью туманности в окрестностях звезды).

Однако болометрическая (т.е. суммарная по всем диапазонам) светимость звезды WR может составлять более миллиона болометрических светимостей Солнца.

Центральная часть Туманности Киля (NGC 3372), созвездие Киль, ~7 500 св. лет.

(Фото с 1,5-метрового телескопа обсерватории Ла-Силья).

В этой огромной области ионизированного водорода (ок. 300 св. лет в поперечнике) располагаются знаменитая Эта Киля и звезды Вольфа-Райе, одна из которых, WR 25 — самая яркая звезда нашей Галактики со светимостью в 6,3 млн. солнечных.

WR 25 (в центре) – двойная звездная система. Второй компонент – по-видимому, сверхгигант класса О4.

(Фото «Хаббла», видимый и ближний ИК-диапазоны).

WR 22 (в центре) – двойная звездная система.

Второй компонент – сверхгигант класса О9.

Такие колоссальные светимости обуславливают огромное световое давление на поверхности звезд WR. И давление это приводит к выбросу в окружающее пространство очень значительной части вещества – сильнейшему звездному ветру.

Скорость звездного ветра может доходить до 3 300 км/с (для сравнения: скорость солнечного ветра составляет 400-800 км/с). Звезды Вольфа-Райе как бы находятся в процессе медленного взрыва. При этом непрерывно выбрасываемое вещество звезды, вкупе со сброшенной ранее в процессе эволюции водородной оболочкой, создает вокруг ядра расширяющуюся туманность.

Звезда WR 124, 15 тыс. св. лет, созвездие Стрелы.

Окружена туманностью M1-67 около 6 св. лет в поперечнике. Возраст туманности около 20 тыс. лет. Скорость расширения — свыше 42 км/с.

Время жизни таких туманностей ограничено продолжительностью пребывания звёзд в стадии звезды Вольфа — Райе и близко к 100 тыс. годам.

«Пузыри»-туманности могут простираться на десятки световых лет и состоят в основном из ионизированного водорода (сброшенная ранее оболочка звезды), а также азота, кислорода, углерода и других элементов.

Туманность вокруг звезды Вольфа-Райе BAT99-2 в Большом Магеллановом Облаке.

(Фото с 8,2-метрового телескопа VLT в узкополосных оптических фильтра).


Сильный звездный ветер, взаимодействуя с материалом, выброшенным на более ранней стадии эволюции звезды, формирует замысловатые волокнистые структуры туманностей. Их масса (т.е. масса выброшенного звездой материала) может достигать десятков солнечных.

NGC 2359 или туманность Шлем Тора. 15 тыс. св. лет, созвездие Большого Пса.

Протяженность туманности — 30 св. лет, возраст – от 78 500 – 236 000 лет.

Для звезд наподобие нашего Солнца потеря массы вследствие звездного ветра не играет существенной роли. За год наша звезда теряет собственной массы. С учётом оценки времени существования Солнца в 5 млрд. лет, наше светило за всю жизнь потеряло всего 0,001% массы своего вещества.

Звезды Вольфа-Райе (а срок пребывания звезды на этой стадии эволюции всего несколько сотен тысяч лет), могут потерять за время своего существования больше половины собственной массы. Со звездным ветром каждые 10 000 лет звезда выбрасывает в пространство эквивалент массы Солнца.

Туманность NGC 3199 вокруг центральной звезды WR 18.

12 000 св. лет от нас, созвездие Киля.

(Фото телескопа VLT).

Скорость потери массы зависит и от скорости вращения звезды. Но у звезд Вольфа-Райе с вращением не все так однозначно. — С одной стороны, предполагаемые скорости вращения поверхностных слоев некоторых звезд могут составлять 200-300 км/с. Иначе говоря, некоторые звезды WR делает оборот вокруг своей оси за ~2-4 дня, в зависимости от радиуса. (Для сравнения: Солнце делает оборот за ~25 дней).

С другой — быстрое вращение способствует смешиванию основных продуктов термоядерного синтеза в недрах звезды и выносу на поверхность тяжелых элементов. Со звездным ветром они выбрасываются в пространство и звезда, особенно с высокой металличностью (содержание элементов тяжелее гелия), сильно теряет массу. Звездная потеря массы приводит к потере углового момента и это быстро тормозит вращение массивных звезд. Вращение звезды WR с большой металличностью может тормозиться практически до нуля.

В то же время высокая температура и светимость могут заставить звезду внезапно возобновить вращение.

Предполагается, что перед коллапсом ядра и последующим взрывом сверхновой, звезда настолько ускоряется, что вращается на пределе возможного.

Звезда Вольфа-Райе (WR 31a) в 30 тыс. св. лет от нас в созвездии Киля.

Газовый «пузырь» протяженностью почти 8 св. лет образовался примерно 20 тыс. лет назад. Скорость расширения туманности — 61 км/с.

(Фото «Хаббла» в видимом и ближнем ИК-диапазоне).

Плотный и быстрый звездный ветер — это характерная особенность звезд WR. Она находит свое отражение в спектрах этих звезд. – Он крайне необычен тем, что вместо тёмных линий поглощения имеются яркие эмиссионные линии излучения элементов (гелия, а также кислорода, углерода, азота в высоких степенях ионизации).

Эмиссионные линии в спектрах звезд могут появляться только в том случае, если свет излучается прозрачным газом. Эту роль выполняет протяженная атмосфера, расширяющаяся со скоростями в тысячи километров в секунду (эта атмосфера также называется звездным ветром).

Вследствие таких огромных скоростей, ширина полос излучения в спектрах звёзд Вольфа — Райе достигает 5-10 нм, а интенсивности в центре линий иногда в 10—20 раз превосходят интенсивность соседних участков непрерывного спектра.

Из-за таких мощных отличительных эмиссионных линий в спектрах, звезды WR могут быть легко идентифицированы даже в соседних галактиках.

Видимые спектры звезд класса Вольфа-Райе и G2 (солнечный тип).

Видны широкие и мощные линии излучения у WR и узкие слабые линии поглощения у G2.

Любая звезда в течение своей жизни проходит различные стадии эволюции. Невозможно родиться желтым карликом и окончить свои дни тем же желтым карликом.

Звезды WR — это стадия в жизни голубых сверхгигантов, заключительная и очень непродолжительная. Как только сверхгигант класса О переходит от «сплавления» водорода в ядре к «сплавлению» гелия и начинает в силу определенных причин активно терять свою массу в звездном ветре, он становится звездой Вольфа-Райе.

Хотя все массивные звезды рано или поздно начинают «сплавлять» в недрах гелий, далеко не все переживают стадию звезды WR. Здесь требуются только «самые-самые» — звезды массами не менее 40 солнечных, если звезда одиночная (больше масса – выше температура – мощнее звездный ветер). И не менее 20 солнечных, если система двойная или кратная (здесь звездному ветру способствует звезда-компаньон, перетягивающая на себя вещество соседки).

Как правило, звезды WR уже израсходовали весь пригодный для сжигания в ядре водород (Солнцу его хватит ещё на 5 млрд. лет), которое теперь состоит в основном из гелия.

Таким массивным звездам, как сверхгиганты класса О, хватает энергии гравитации, чтобы зажечь в недрах не только гелий. – Возрастающие при сжатии ядра температура и плотность позволяют запустить дальнейшие углеродное, кислородное, неоновое, и наконец, кремниевое «горения» с синтезом элементов вплоть до группы железа.

После того как в ядре сверхгиганта при температурах около 150 млн. градусов загорается гелий, внешние слои звезды чудовищно расширяются — размер звезды увеличивается приблизительно в 100 раз. – Звезда входит в новую стадию эволюции — стадию красного сверхгиганта. В дальнейшем он сбрасывает остаточную оболочку из водорода. В итоге остается горящее ядро из гелия (и некоторых более тяжелых элементов), активно теряющее вещество в звездном ветре, которое становится самостоятельным светилом — звездой Вольфа-Райе.

Таким образом, можно утверждать, что звезды WR — это гелиевые остатки массивных звёзд, сбросившие (в виде водородной оболочки) и продолжающие сбрасывать (в виде звездного ветра) значительную часть массы.

NGC 7635 или туманность Пузырь почти 7 св. лет в диаметре. 7 100 световых лет от нас, созвездие Кассиопеи.

Чуть выше и левее центра Пузыря находится звезда класса О, потенциальная звезда WR, массой 44 и светимостью 398 тыс. солнечных.

Если солнечный ветер представляет из себя водородно-гелиевую плазму (поток заряженных частиц — электронов, протонов, ядер гелия и пр.), то в звездном ветре звезд Вольфа –Райе, находящихся на более поздней стадии эволюции, водорода крайне мало.

Их звездный ветер в основном содержит ионизированный гелий, а также высокоионизированные азот, углерод и кислород.

Оставшееся вещество горящего гелиевого ядра звезд WR подвержено сильной конвекции и перемешиванию. Вследствие чего со временем на поверхность выносится все больше тяжелых элементов, продуктов горения гелия – углерода и кислорода.

Поэтому по преобладающим элементам в спектрах, звезды WR подразделяют на эволюционные спектральные подтипы:
«WN» — преобладают гелий и азот.

Ранняя стадия звезды WR, когда в звездном ветре преобладает вещество, которое находилось ранее в зоне горения водорода по CNO-циклу. При этом практически весь углерод превращается в азот.
«WC» — углерод и
«WO» — кислород, соответственно. — Более поздние стадии звезды, когда в ходе потери вещества оболочка сбрасывается и обнажаются слои, обогащенные продуктами горения гелия.

Срок жизни массивных звезд и без того невелик — всего несколько миллионов лет, а длительность заключительной стадии эволюции в виде звезды WR и того меньше — всего 200-300 тысяч лет.

По мере образования всё более тяжёлых элементов в ядре звезды из кремния синтезируется железо. Это последний экзотермический синтез в ядре. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших термоядерных реакций, энергия которых обеспечивала гидростатическое равновесие звезды.

В определенный момент давление в железном ядре уже не в состоянии противостоять весу вышележащих слоёв звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества. Ядро в буквальном смысле обрушивается к центру, со скоростью до четверти световой, формируя нейтронную звезду с температурой около 100 млрд. градусов.

(А если масса звезды WR составляла более 30 солнечных масс, нейтронная звезда претерпевает дальнейший коллапс и формирует чёрную дыру).

В момент коллапса ядра и дальнейшего грандиозного взрыва – вспышки сверхновой (типов Ib\c) высвобождается энергия порядка эрг. Почти столько же вся наша Галактика излучает за год во всем электромагнитном спектре.

Стадию звезды Вольфа-Райе ещё называют предсверхновой.

Вспышка сверхновой SN-2013cu в созвездии Волопаса, 360 млн. св. лет от нас. Единственный зафиксированный взрыв звезды Вольфа-Райе. Вспышку удалось «поймать» спустя 15 часов после взрыва.

Почти половина всех звезд нашей Галактики находятся в двойных или кратных системах. «Помочь» массивной звезде в двойной системе превратиться в звезду Вольфа-Райе может второй компаньон.

В тесных двойных системах, компоненты которых активно взаимодействуют между собой, обмениваясь веществом, второй компонент будет оттягивать на себя вещество будущей звезды WR.

Пусть на начальной стадии система состоит из двух массивных горячих О-В звезд. Более массивная звезда эволюционирует быстрее, увеличивает свой радиус и первой заполняет свою полость Роша. (В двойных системах вокруг каждой звезды-компаньона есть такая область, где силы ее притяжения преобладают над гравитационными силами другого компаньона. Эта область и называется полостью Роша). Теперь ее вещество через внутреннюю точку Лагранжа перетекает на вторую звезду. – Перед нами типичная звезда Вольфа-Райе.

Через ~300 тыс. лет следует неизбежный взрыв звезды WR как сверхновой, и теперь система состоит из нейтронной звезды или черной дыры и сверхгиганта класса О.

При взрыве сверхновой вся система получает немалый импульс и приобретает значительную пространственную скорость до 100 км/с.

Зачастую удается фиксировать такие быстролетящие вроде бы одиночные звезды (нейтронную звезду, если она не пульсар, сложно обнаружить), которые на больших скоростях мчатся поперек плоскости Галактики или в каких-то других загадочных направлениях. – Это результат взрыва сверхновой в системе.

Такие быстрые «одиночные» звезды составляют почти треть всех массивных звезд.

EZ Большого Пса или WR 6 — двойная звездная система, второй компонент, вероятно, нейтронная звезда.

Окружена эмиссионной туманностью Шарплесс 2-308, протяженностью 60 св. лет.

Зачастую двойные и кратные системы со звездами Вольфа-Райе бывают окружены туманностями и пылью с выраженной спиральной структурой. Такие «спирали» создаются высокоэнергичными ветрами из газа и пыли, которые вырываются наружу и переплетаются по мере того, как две массивные звезды вращаются друг вокруг друга.

WR 104 – тройная звездная система в 7 500 св. годах от нас.

Звезда WR и О-компаньон совершают оборот за 220 дней, образуя вокруг себя спираль взаимодействующих звездных ветров.

(Анимация из фотографий WR 104 в ИК-диапазоне, обсерватория Кека).

Сверхмассивные (массой более 40 солнечных) быстровращающиеся звезды Вольфа-Райе – прямые кандидаты в гиперновые. Сила взрыва гиперновой может в 100 раз превышать силу взрыва сверхновой. Они являются источниками длинных гамма-всплесков, которые считаются одними из самых мощных взрывных процессов во Вселенной.

Энергия такого гамма-всплеска в рентгеновской части спектра может доходить до эрг.

Предполагается, что в нашей Галактике гиперновая взрывается в среднем один раз в 200 млн. лет.

Система 2XMM J160050.7-514245 представляет собой уникальную тройную звездную систему, состоящую из двух звезд Вольфа-Райе и сверхгиганта. Система окружена огромной пылевой структурой, похожей на раскручивающуюся спираль, которая была названа Апеп, в честь древнеегипетского божества, олицетворяющего хаос.

Скорость звездных ветров в системе оценивается около 3 400 км/с, а сам пылевой шлейф расширяется со скоростью примерно 550 км/с.

Система является мощным источником рентгеновского и радиоизлучения в нашей галактике. По оценкам ученых в ближайшие 10 000 лет эта быстровращающаяся система звезд породит гиперновую .

Тройная система Апеп, созвездие Наугольника, ок. 8 000 св. лет.

Центральное светило представляет собой двойную звезду Вольфа-Райе, выше – третий компонент – сверхгигант.

(Фото телескопа VLT, ближний и средний ИК-диапазон).

WR-галактики – это особый класс галактик, в которых идут очень активные процессы звездообразования и которые содержат очень большое количество звезд Вольфа-Райе.

NGC 3125 является отличным примером галактики со вспышкой звездообразования.

Созвездие Насос, около 50 млн. св. лет от Земли.

Эта эллиптическая галактика протяженностью всего 15 тыс. св. лет, содержит NGC 3125-А1 — одно из самых экстремальных скоплений звезд Вольфа-Райе в локальной Вселенной.

Яркие голубые точки, разбросанные по всему розовому ядру NGC 3125 – это молодые, горячие массивные звезды-гиганты.

SBS 1415+437 – ещё одна галактика Вольфа-Райе.

Принадлежит к типу карликовых. Около 45 млн. св. лет от Земли, созвездие Волопас.

Ну и в заключение: невооруженным глазом на небе можно увидеть только две звезды Вольфа-Райе. Правда, обе находятся в южном полушарии.

Θ (тэта) Мухи в ~ 7400 св. лет от нас.

Тройная звёздная система в созвездии Муха со звёздной величиной . Это вторая по яркости звезда Вольфа — Райе в небе, хотя большая часть визуальной яркости происходит от массивных компаньонов.

Звезда WR углеродного подтипа, 11 масс солнца, светимость 230 000 солнечных.

γ (гамма) Парусов— кратная (по меньшей мере шесть компонентов) звезда с видимой звёздной величиной в (35-е место по яркости). Расстояние до звёзд системы — около 800 св. лет. Один из близких к Земле кандидатов в сверхновую.

Самая яркая Гамма Парусов А — двойная система, состоящая из голубого сверхгиганта спектрального класса O9 и углеродной звезды Вольфа-Райе, имеющей массу в 10 солнечных (первоначально имела ~ 35) и светимость 12 360 солнечных.

о чем рассказали на «Космической лекции» в Сириусе

Гость «Сириуса» Олег Станиславович Угольников, кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник ИКИ РАН, председатель Центральной предметно-методической комиссии по астрономии Всероссийской олимпиады школьников выступил с лекцией 13 июня. Он поведал о парадоксальных различиях звездных скоплений, навсегда прославившем себя астрономе, который не хотел путать кометы с галактиками, о том, как в китайских летописях отыскали взрыв сверхновой, и о том, что общего у тона свистка поезда с измерением межгалактических скоростей.

Французский астроном и две противоположности

Давным-давно французский астроном Шарль Мессье изучал кометы. В 1774 году он составил каталог из более 100 туманностей, галактик и скоплений, определив их расположение, чтобы не спутать эти неподвижные объекты с тем, что искал. Не мудрствуя лукаво и не желая тратить чересчур много времени на придумывание названий, Мессье присвоил белым неподвижным пятнышкам на небе номера, которым предшествовала «М» – первая буква его фамилии. Тогда он не мог даже догадываться, что его система просуществует много столетий и ляжет в основу межзвездной номенклатуры, когда возможности астрономии превзойдут самые смелые мечты естествоиспытателей того времени.

Со временем усовершенствованные телескопы позволили ученым «разбить» туманные облачка из Каталога Мессье на отдельные яркие точки, разглядев в них звезды. Многие из замеченных Мессье астрономических объектов оказались звездными скоплениями (Уильям Гершель когда-то назвал их «звездными кучами»), которые астрономы разделили на две группы: шаровые и рассеянные. Самое знаменитое из шаровых скоплений – скопление М13 в созвездии Геркулеса. В очень ясную ночь люди с хорошим зрением могут различить его невооруженным глазом.

В шаровом скоплении М13 (NGC 6205) около 300 000 звезд. Источник: HST LS/Giuseppe Donatiello

Рассеянные скопления очень молодые, в них меньше тысячи звезд. Как правило, все звезды в этих группах формируются из одного газопылевого облака и имеют одинаковый возраст. Они слабо держатся вместе гравитационными силами. Шаровые скопления, наоборот, очень старые, в них больше 500 000 звезд.

Но почему во Вселенной есть только эти две противоположности – и никаких промежуточных объектов? Ответ очень логичен: это связано с эволюцией звезд. Когда-то в галактике было много строительного материала, и там интенсивно образовывались большие звездные скопления. Потом материала было меньше, и сейчас они образуются совсем маленькие. Поэтому сейчас мы можем наблюдать только мелкие рассеянные скопления, которые образуются прямо сейчас, и самые старые, которые не рассыпались с тех пор. Чтобы не распасться за такое долгое время, им нужно было быть очень большими, чтобы гравитация удерживала их вместе. Поэтому скопления четко разделяются на две группы, которые совсем не пересекаются друг с другом, да еще и по-разному расположены.

Постичь себя, наблюдая за другими

Зная о группах звезд и об их месте на небе, мы можем понять, что из себя представляет Млечный Путь, хотя мы не можем посмотреть на него со стороны. В соседних спиральных галактиках старые шаровые скопления образуют структуру сферической формы в центре – поэтому и на нашем небе они концентрируются в созвездиях Скорпиона и Стрельца. В рукавах соседних галактик мы видим сгустки молодых ярких звезд – рассеянные скопления. Это объясняет их причудливое, с нашей точки зрения, расположение на небе: у Млечного Пути тоже есть спиральные ветви-рукава, где и зарождаются молодые скопления. Плеяды и другие близкие к нам скопления относятся к рукаву Ориона, скопления M8, M11 и M16 — к рукаву Стрельца, а M103 находится в рукаве Персея.

Гигантская галактика М87, окруженная ярким гало. Источник: NASA Blueshift/Flickr

Но есть совсем другие галактики. В созвездии Девы есть сверхгигантская эллиптическая галактика М87, масса которой оценивается в триллион масс Солнца. В ней нет спиральных ветвей и молодых звезд. По сути, это гигантское шаровое звездное скопление: очень давно оно образовалось из газового облака, которое было настолько велико, что силы гравитации не дали галактике распасться и позволили дожить до наших дней. В центре этой галактики найдена сверхмассивная черная дыра массой в 5 миллиардов Солнц – одна из самых больших открытых на данный момент.

А вот в скоплениях пыли и газа в соседствующем с нами Большом Магеллановом Облаке, названном в честь открывшего его во время путешествия Фернана Магеллана, наоборот, можно наблюдать все стадии детства, отрочества и юности звезд.

Туманные вопросы, звездная подсветка

Могло возникнуть ощущение, что все туманные «облачка» на звездном небе – это скопления, которые можно «разбить» на отдельные звезды, если посмотреть на них через телескоп. Но это не всегда так. Пример – объект М57 из созвездия Лиры. Он имел такую аккуратную круглую форму, что стал называться планетарной туманностью, хотя к планетам он отношения не имел. С годами телескопы становились все лучше, но при любом приближении туманность никак не желала распадаться на звезды. Тогда ученые прибегли к спектральному анализу: если в туманности есть разные звезды, их можно будет разделить по разным оттенкам излучаемого света. Однако спектр оказался совсем непохожим на звездный – зато напоминал спектр полярных сияний и газовых ламп. Это означало, что свечение туманности – это холодное свечение газа, а не звезд.

Современная фотография планетарной туманности М57. Источник: HST LS/Giuseppe Donatiell

Тот же спектральный анализ позволяет определять и скорость движения туманностей. Когда поезд несется на нас, мы слышим более высокий тон, чем когда он уехал далеко, даже если в реальности звук свистка всегда одинаковый. Это повседневная иллюстрация к эффекту Допплера, который позволяет измерить скорость движущихся галактик – но не по изменению частоты звука, а по изменению цвета. По смещению спектральных линий можно определить скорость галактик. Спектральный анализ показал, что такие туманности расширяются с большой скоростью – 10-20 км/с.

Что из себя представляют такие расширяющиеся облака газа, астрономы поняли лишь в XX веке. Оказывается, такие облака газа – результат взрыва звезды, относящейся к классу красных гигантов в конце их эволюции (подробнее об эволюции звезд рассказывается в конспекте недавней лекции Сергея Анатольевич Ламзина). Неупорядоченная структура Крабовидной туманности, вошедшей в каталог Мессье под номером 1, создает ощущение, что там что-то взорвалось. Спектральный анализ показал, что скорость ее расширения достигает 1500 километров в секунду. Из этого астрономы сделали вывод, что взрыв произошел совсем недавно.

M1, или Крабовидная туманность, находящаяся в созвездии Тельца. Источник: ESO/Wikimedia Commons

Разгадку удалось найти в китайских летописях XI века: оказалось, что на месте туманности когда-то ничего заметного не было, но 4 июня 1054 года там появилась необыкновенно яркая звезда, которая сияла так сильно, что была видна даже днем. Однако через 23 дня она исчезла. Таким образом, человечество стало свидетелем рождения этой туманности после взрыва сверхновой звезды. Правда, наблюдаем мы эту туманность такой, какой она была 6500 лет назад.

Туманность Бабочка – одна из самых красивых туманностей. Источник: NASA/ESA/Kevin M. Gill

В туманностях Бабочка и Лагуна, наоборот, есть совсем юные звезды, которые подсвечивают окружающие облака водорода, окрашивая их в красный цвет.

Расширяем кругозор

Но самая знаменитая туманность называется M31, или Туманность Андромеды. По ее современным фотографиям можно догадаться, что на самом деле это галактика. Но в ней долго не удавалось увидеть отдельных звезд, хотя ее спектр был определен как звездный еще в XIX веке.

Другие туманности, которые не удавалось классифицировать как газовые, тоже очень необычно располагались на небе. В созвездии Девы их много, в других созвездиях – поменьше, а в Млечном Пути их почти нет. В 1885 году прямо в Туманности Андромеды вспыхнула сверхновая звезда, такая, как та, что создала Крабовидную туманность. Наблюдения помогли понять, что на самом деле Туманность Андромеды – это свет очень большого количества звезд, расположенных очень далеко от нас. Но в это трудно было поверить. В довершение ко всему в 1912 году астрономы узнали, что Туманность Андромеды движется на нас со скоростью 300 км/с. Такие скорости не типичны для звезд в близлежащих скоплениях.

Туманность Андромеды. Источник: Adam Evans/Wikimedia Commons

В 1920-х годах Эдвин Хаббл с помощью нового телескопа смог выделить в ней различные звезды. Там он нашел и цефеиды – особые пульсирующие звезды, по которым астрономы могут определять расстояния до дальних объектов. Подсчеты Хаббла повергли его коллег в замешательство: выяснилось, что свет от Туманности Андромеды идет до нас 2 миллиона лет. Тогда эта цифра казалась просто огромной, но сейчас мы знаем о галактиках, удаленных от нас на миллиарды световых лет. Так доказательство существования других галактик расширило «горизонты» человечества, и теперь наша картина Вселенной в миллион раз больше, чем она была 150 лет назад.

Галактические карусели и кошки-мышки

Туманность Андромеды оказалась одной из самых близких к нам галактик, которая вместе с Млечным Путем, галактикой Треугольника (М33) и около 50 других более мелких галактик входит в Местную группу галактик, которые гравитация не просто держит вместе, а тянет друг к другу. Более того, ученые рассчитали, что Туманность Андромеды столкнется с Млечным Путем примерно через 4 миллиарда лет.

Мы можем судить о том, что с нами будет, наблюдая за похожими галактиками. Столкновения между ними – совсем не редкость. Яркий пример – галактики Мышки в созвездии Волосы Вероники на расстоянии 300 миллионов световых лет.

Галактики Мышки (NGC 4676) напоминают играющих мышат. Источник: Pxhere

Наблюдения издалека и компьютерные симуляции показали, что для отдельных звезд и планетных систем такие грандиозные коллизии проходят безболезненно: расстояние между ними слишком велико для того, чтобы с размаху врезаться друг в друга. М31 и Млечный Путь раскрутятся и сольются воедино, но отдельные небесные тела при этом не пострадают. Возможно, эта карусель вытолкнет некоторые звезды с дальних концов рукавов в межгалактическое пространство.

Но что случается с такими звездами? Отличается ли их одинокая жизнь от судьбы тех, которые окружены многочисленными соседями? Оказывается, если Солнце станет звездой-беглецом, оно заберет с собой все планеты. «Мы также будем ездить в Сочи, загорать на море. Единственное, что ярких звезд на небе станет меньше, и мы сможем увидеть Млечный Путь немного со стороны. – ответил лектор. – Но Солнцу это не грозит: оно находится не на самом краю Галактики, а в глубине ее рукава».

Ответив и на другие вопросы слушателей, ученый пригласил их понаблюдать за звездным небом. Теперь для детей на нем загорелось множество новых объектов.

OnePlus 7 Pro 8/256GB Blue (туманный синий)

Что такое туманность? — Определение, типы и образование

Первоначально этот термин использовался для обозначения рассеянных астрономических объектов за пределами Галактики Млечный Путь. Например, галактика Андромеды, ближайшая к нам крупная галактика, когда-то называлась туманностью Андромеды.

Туманности огромны по размеру. Некоторые из них имеют диаметр в сотни световых лет, а некоторые даже видны невооруженным глазом. Самая яркая туманность, туманность Ориона, занимает площадь, вдвое превышающую диаметр Луны, и ее можно увидеть невооруженным глазом.Ближайшая к Земле туманность — это туманность Хеликс. Он находится на расстоянии 700 световых лет от Земли. Большинство из них менее плотны, чем любой вакуум, созданный на Земле, и туманное облако размером с Землю будет иметь общую массу всего в несколько килограммов.

Образование туманности

Существуют разные способы и механизмы образования туманностей. Некоторые образуются из газа, который уже присутствует в межзвездном пространстве, а некоторые образуются из газа и пыли, выбрасываемых умирающими звездами.Области, где образуются звезды, также имеют туманности.

Образование звезды из туманности

Туманности в основном состоят из водорода и гелия. Гравитация играет важную роль в объединении всей пыли и газов. По мере того, как они собираются вместе, они становятся плотнее, и их гравитационное притяжение также увеличивается. В конце концов шар из газа и пыли становится настолько большим, что разрушается под действием собственной гравитации. Это приводит к нагреванию материалов в центре облака.Горячее ядро ​​начинает формирование звезды.

Какие бывают туманности?

Выделяют четыре основные группы:

• Области H II, содержащие ионизированный водород
• Планетарные туманности
• Остаток сверхновой
• Темная туманность

Откуда астрономы знают, как выглядит туманность?

Астрономы используют мощные телескопы, такие как космический телескоп НАСА Спитцер и космический телескоп Хаббла, чтобы делать снимки.

Типы туманностей | Галактики, шаровидные и открытые скопления

Первоначально слово «туманность» относилось практически к любому протяженному астрономическому объекту (кроме планет и комет). Этимологический корень слова «туманность» означает «облако». Как это обычно бывает в астрономии, старая терминология выживает в современном использовании, порой сбивая с толку. Мы иногда используем слово «туманность» для обозначения галактик, различных типов звездных скоплений и различных типов межзвездных пылевых / газовых облаков.Строго говоря, слово «туманность» следует использовать для обозначения газопылевых облаков, а не для групп звезд.

Галактики

В начале этого столетия велись большие споры о природе туманностей, подобных этой, которые в то время нельзя было разделить на отдельные звезды. Во многом благодаря работе Эдвина Хаббла, чья знаменитая статья «Царство туманностей» наконец решила эту проблему, теперь мы знаем, что это действительно огромные конгломераты из миллиардов звезд, которые находятся намного дальше от Земли, чем другие туманности.Наша собственная галактика Млечный Путь — лишь одна из миллиардов галактик, которые, как известно, существуют. Типичная галактика имеет диаметр 100 000 световых лет. (Показан M 51; другие примеры см. В каталоге SEDS Messier.)

Шаровые скопления

Шаровые скопления представляют собой гравитационно связанные группы из многих тысяч (иногда до миллиона) звезд. В основном они состоят из очень старых звезд. Шаровые скопления не сосредоточены в плоскости галактики, а случайным образом распределены по гало.С нашей галактикой связано несколько сотен шаровых скоплений. Типичное шаровое скопление составляет несколько сотен световых лет в поперечнике. (Показан M 13; дополнительные примеры см. В каталоге SEDS Messier.)

Открытые скопления

Открытые скопления — это рыхлые скопления из десятков или сотен молодых звезд. Обычно они не связаны гравитацией и с астрономической точки зрения рассеиваются за относительно короткий период времени. Они также часто связаны с более диффузной туманностью.Их также называют «скоплениями галактик», потому что они обычно находятся в плоскости галактики. Типичное рассеянное скопление составляет менее 50 световых лет в поперечнике. (Показана M 44; другие примеры см. В каталоге SEDS Messier.)

Эмиссионные туманности

Эмиссионные туманности — это облака из высокотемпературного газа. Атомы в облаке получают энергию от ультрафиолетового света от ближайшей звезды и испускают излучение, когда они возвращаются в более низкие энергетические состояния (почти так же, как неоновый свет). Эти туманности обычно красные, потому что преобладающая линия излучения водорода бывает красной (другие цвета производятся другими атомами, но водород является наиболее распространенным).Эмиссионные туманности обычно являются местами недавнего и продолжающегося звездообразования. (Показан M 42)

Отражающие туманности

Отражающие туманности — это облака пыли, которые просто отражают свет ближайшей звезды или звезд. Отражательные туманности также обычно являются местами звездообразования. Обычно они синие, потому что рассеивание более эффективно для синего света. Отражательные туманности и эмиссионные туманности часто видны вместе, и их иногда называют диффузными туманностями. (Показана NGC 7023)

Темные туманности

Темные туманности — это облака пыли, которые просто блокируют свет от того, что находится позади.Они физически очень похожи на отражательные туманности; они выглядят иначе только из-за геометрии источника света, облака и Земли. Темные туманности также часто видны вместе с отражательными и эмиссионными туманностями. Типичная диффузная туманность составляет несколько сотен световых лет в поперечнике. (Показана NGC 2264; см. Также туманность Конская Голова)

Планетарные туманности

Планетарные туманности — это газовые оболочки, выбрасываемые некоторыми звездами в конце своей жизни. Наше Солнце, вероятно, создаст планетарную туманность примерно через 5 миллиардов лет.Они не имеют ничего общего с планетами; терминология была изобретена, потому что они часто немного похожи на планеты в небольших телескопах. Типичная планетарная туманность имеет диаметр менее одного светового года. (Показан M 57)

Остатки сверхновых

Сверхновые возникают, когда массивная звезда заканчивает свою жизнь в удивительном сиянии славы. За несколько дней сверхновая излучает столько же энергии, сколько целая галактика. Когда все заканчивается, большая часть звезды уносится в космос в виде остатка сверхновой.Типичный остаток сверхновой составляет не более нескольких световых лет в поперечнике. (Показан M 1)

Что такое туманность? | Факты, определения, что это такое? Типы

Вы, возможно, видели изображение туманности раньше, не зная термина. Итак, , что такое туманность?

Туманность — это огромное облако газа и пыли в космосе. Он может содержать водород, гелий и / или плазму. Иногда их считают ясли, потому что часто именно в них рождаются и рождаются звезды.

Туманности, являющиеся формой множественного числа (более одной) туманности, образуются, когда газ, такой как водород и гелий, а также молекулы, частицы, ионы и электроны притягиваются вместе под действием силы тяжести. Некоторые частицы газа и пыли группируются вместе, образуя общие области с одинаковой плотностью. В областях, которые становятся более плотными, звезды могут образовываться из коллапсирующего материала.

Существует несколько типов туманностей. Многие туманности не имеют четкого начала и конца, а также четких границ.Это диффузные туманности. Другие виды туманностей образуются из взрывов умирающих звезд, и их называют туманностями остатка сверхновой. Другой вид туманности, планетарная туманность, создан из материала, потерянного в фазе красного гиганта умирающей звезды. Отражательные туманности не могут излучать свет сами по себе, но источники в их облаке могут его освещать. С другой стороны, эмиссионные туманности могут излучать собственный свет, потому что они содержат ионизированный газ. Эти туманности очень горячие и имеют звезды высокой энергии, которые испускают УФ-фотоны.

Когда вы смотрите на изображение туманности, вы заметите множество ярких цветов. Вы часто будете видеть оттенки синего, пурпурного, красного и белого. Эти цвета на самом деле появляются из-за образования новых звезд. Новорожденные звезды выделяют энергию и излучение. Движущиеся частицы перемещаются и толкают окружающие их газ и пыль в туманность. Движение облака и газа заставляет туманность смещаться и менять свою форму в целом. Энергия, выделяемая новыми звездами, освещает туманность, создавая яркий цвет и свет.

Туманность Ориона — одна из самых известных туманностей, которая находится на расстоянии около 1500 световых лет от нас. Вы можете найти эту туманность, найдя созвездие Ориона. Астрономы отмечают, что из этой туманности рождается множество звезд, особенно в месте, отмеченном мечом Ориона. Эта туманность имеет много цветов. Астрономы знают, что оранжевый цвет — это водород, красный цвет туманности — сера, а зеленый цвет — кислород.

Когда вы думаете о туманности, вы можете думать о ней двояко: туманность — это гигантское облако пыли и газа в космосе, а туманность — это место, где образуются и рождаются звезды.

Туманности: что это такое и откуда они взялись?

Туманность — поистине удивительное явление. Названные в честь латинского слова «облако», туманности — это не только массивные облака пыли, водорода и гелия, но и плазмы; они также часто являются «звездными питомниками» — то есть местом, где рождаются звезды. На протяжении веков далекие галактики часто принимали за эти массивные облака.

Увы, такие описания едва касаются того, что такое туманности и какое в них значение.Между процессом их формирования, их ролью в формировании звезд и планет и их разнообразием туманности обеспечивали человечество бесконечными интригами и открытиями.

В течение некоторого времени ученые и астрономы осознавали, что космическое пространство на самом деле не является абсолютным вакуумом. Фактически, он состоит из частиц газа и пыли, известных под общим названием Межзвездная среда (ISM). Примерно 99% ISM состоит из газа, в то время как около 75% его массы составляет водород, а оставшиеся 25% — гелий.

Межзвездный газ частично состоит из нейтральных атомов и молекул, а также из заряженных частиц (иначе называемых плазмой), таких как ионы и электроны. Этот газ очень разреженный, со средней плотностью около 1 атома на кубический сантиметр. Напротив, плотность атмосферы Земли составляет приблизительно 30 квинтиллионов молекул на кубический сантиметр (3,0 x 10 ¹⁹ на 1 см3) на уровне моря.

Несмотря на то, что межзвездный газ очень рассредоточен, количество вещества складывается на огромных расстояниях между звездами.И в конце концов, при достаточном гравитационном притяжении между облаками, эта материя может объединиться и коллапсировать, образуя звезды и планетные системы.

Образование туманности:

По сути, туманность образуется, когда части межзвездной среды подвергаются гравитационному коллапсу. Взаимное гравитационное притяжение заставляет материю слипаться, образуя области все большей и большей плотности. Из-за этого в центре коллапсирующего материала могут образовываться звезды, которые под действием ультрафиолетового ионизирующего излучения заставляют окружающий газ становиться видимым в оптических длинах волн.

Большинство туманностей огромны по размеру, достигая сотен световых лет в диаметре. Хотя туманности более плотные, чем окружающее их пространство, они гораздо менее плотны, чем любой вакуум, созданный в среде Земли. Фактически, туманное облако, которое по размеру было похоже на Землю, содержало бы столько материала, что его масса составляла бы всего несколько килограммов.

Классификация туманностей:

Звездные объекты, которые можно назвать туманностями, делятся на четыре основных класса. Большинство из них попадают в категорию диффузных туманностей , что означает, что у них нет четко определенных границ.Их можно разделить на две дополнительные категории в зависимости от их поведения в видимом свете — «Эмиссионные туманности» и «Отражающие туманности».

Эмиссионные туманности — это те, которые испускают излучение спектральных линий ионизированного газа, и их часто называют областями HII, поскольку они в основном состоят из ионизированного водорода. Напротив, Отражательные туманности не излучают значительное количество видимого света, но все же светятся, потому что они отражают свет ближайших звезд.

Есть также так называемые Темные туманности , непрозрачные облака, которые не излучают видимого излучения и не освещаются звездами, но блокируют свет от светящихся объектов позади них.Подобно эмиссионным и отражающим туманностям, Темные туманности являются источниками инфракрасного излучения, главным образом из-за наличия в них пыли.

Некоторые туманности образуются в результате взрывов сверхновых, и поэтому классифицируются как туманности остатка сверхновой . В этом случае короткоживущие звезды испытывают сжатие в своих ядрах и срывают свои внешние слои. Этот взрыв оставляет после себя «остаток» в виде компактного объекта, то есть нейтронной звезды, и облако газа и пыли, которое ионизируется энергией взрыва.

Другие туманности могут образоваться как Планетарные туманности , что связано с переходом маломассивной звезды в заключительную стадию своей жизни. В этом сценарии звезды входят в фазу Красного Гиганта, медленно теряя свои внешние слои из-за вспышек гелия внутри них. Когда звезда теряет достаточно материала, ее температура повышается, и испускаемое ею УФ-излучение ионизирует окружающий материал, который она отбрасывает.

Этот класс также содержит подкласс, известный как протопланетные туманности (PPN), который применяется к астрономическим объектам, которые переживают кратковременный эпизод в эволюции звезды.Это быстрая фаза, которая имеет место между поздней асимптотической ветвью гигантов (LAGB) и следующей фазой планетарной туманности (PN).

Четыре разных планетарных туманности. Предоставлено: НАСА / Обсерватория Чандра,

. Во время фазы асимптотической ветви гигантов (AGB) звезда теряет массу, испуская околозвездную оболочку из газообразного водорода. Когда эта фаза подходит к концу, звезда переходит в фазу PPN, где она получает энергию от центральной звезды, из-за чего она испускает сильное инфракрасное излучение и становится отражательной туманностью.Фаза PPN продолжается до тех пор, пока центральная звезда не достигнет температуры 30 000 K, после чего она станет достаточно горячей, чтобы ионизировать окружающий газ.

История наблюдения туманности:

Многие туманные объекты были замечены в ночном небе астрономами во времена классической античности и средневековья. Первое зарегистрированное наблюдение произошло в 150 г. н.э., когда Птолемей заметил присутствие пяти звезд в Альмагасте , которые в его книге выглядели туманно. Он также отметил область светимости между созвездиями Большой Медведицы и Льва, которая не была связана ни с одной наблюдаемой звездой.

В своей книге неподвижных звезд , написанной в 964 году н.э., персидский астроном Абд аль-Рахман ас-Суфи сделал первое наблюдение реальной туманности. Согласно наблюдениям ас-Суфи, «небольшое облачко» было видно в той части ночного неба, где, как теперь известно, находится галактика Андромеды. Он также составил каталог других туманных объектов, таких как Омикрон Велорум и Скопление Брокки.

4 июля 1054 года сверхновая, создавшая Крабовидную туманность (SN 1054,), была видна астрономам на Земле, и были идентифицированы зарегистрированные наблюдения, сделанные как арабскими, так и китайскими астрономами.Хотя существуют неофициальные свидетельства того, что другие цивилизации наблюдали сверхновую, никаких записей обнаружено не было.

К 17 веку усовершенствования телескопов привели к первым подтвержденным наблюдениям туманностей. Это началось в 1610 году, когда французский астроном Николя-Клод Фабри де Пайреск сделал первое зарегистрированное наблюдение туманности Ориона. В 1618 году швейцарский астроном Иоганн Баптист Цисат также наблюдал туманность; а к 1659 году Христиан Гюйгенс провел первое подробное его исследование.

К 18 веку количество наблюдаемых туманностей стало увеличиваться, и астрономы начали составлять списки. В 1715 году Эдмунд Галлей опубликовал список из шести туманностей — M11, M13, M22, M31, M42 и шарового скопления Омега Центавра (NGC 5139) — в своей книге « Отчет о нескольких недавно обнаруженных туманностях или светлых пятнах, подобных облакам. среди неподвижных звезд с помощью телескопа ».

В 1746 году французский астроном Жан-Филипп де Шезо составил список из 20 туманностей, включая восемь, которые ранее не были известны.Между 1751 и 53 годами Николя Луи де Лакайль каталогизировал 42 туманности с мыса Доброй Надежды, большинство из которых ранее были неизвестны. А в 1781 году Шарль Мессье составил свой каталог из 103 «туманностей» (теперь называемых объектами Мессье), хотя некоторые из них были галактиками и кометами.

Число наблюдаемых и каталогизированных туманностей значительно увеличилось благодаря усилиям Уильяма Гершеля и его сестры Кэролайн. В 1786 году они опубликовали свой Каталог тысячи новых туманностей и скоплений звезд , за которым в 1786 и 1802 годах последовали второй и третий каталог.В то время Гершель полагал, что эти туманности были просто неразрешенными скоплениями звезд, и это убеждение он исправил в 1790 году, когда он наблюдал настоящую туманность, окружающую далекую звезду.

Начиная с 1864 года английский астроном Уильям Хаггинс начал различать туманности по их спектрам. Примерно одна треть из них имела спектр излучения газа (то есть эмиссионных туманностей), в то время как остальные имели непрерывный спектр, соответствующий массе звезд (т.е. Планетарные туманности).

В 1912 году американский астроном Весто Слайфер добавил подкатегорию отражающих туманностей после того, как наблюдал, как туманность, окружающая звезду, соответствует спектрам рассеянного скопления Плеяды. К 1922 году в рамках «Великой дискуссии» о природе спиральных туманностей и размерах Вселенной стало ясно, что многие из ранее наблюдаемых 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 свет исходит от звездного света.С тех пор количество настоящих туманностей (в отличие от звездных скоплений и далеких галактик) значительно выросло, а их классификация была уточнена благодаря усовершенствованию наблюдательного оборудования и спектроскопии.

Короче говоря, туманности — это не только отправные точки звездной эволюции, но также могут быть конечной точкой. И между всеми звездными системами, которые заполняют нашу галактику и нашу вселенную, обязательно найдутся туманные облака и массы, которые только и ждут, чтобы дать рождение чистому поколению звезд!

Мы написали много интересных статей о туманностях здесь, в Universe Today.Вот одна о Крабовидной туманности, туманности Орла, туманности Ориона, туманности Пеликан, Кольцевой туманности и туманности Розетка.

Информацию о том, как звезды и планеты рождаются из туманностей, можно найти в Теории туманностей, где рождаются звезды? и как образовалась Солнечная система?

У нас, в Universe Today, есть полный каталог объектов Мессье. А для получения дополнительной информации посетите эти страницы от НАСА — Астрономическая фотография дня и кольцо с нежным цветком

Устали глаза? Пусть ваши уши помогут вам учиться для разнообразия.Вот несколько эпизодов из Astronomy Cast, которые могут прийтись вам по вкусу: Солнце, Пятна и Все и Луны и Уравнение Дрейка, Звезды в пустоте и Кольца вокруг звезд.

Как это:

Нравится Загрузка …

Планетарная туманность: газ и пыль

Примерно через 5 миллиардов лет, когда Солнце отделит свои внешние слои, оно создаст красивую оболочку из диффузного газа, известную как планетарная туманность. По оценкам, около 10 000 из этих недолговечных светящихся объектов существуют в Млечном Пути, хотя только около 1 500 были обнаружены; невидимый покой прячется за межзвездной пылью.

Туманность Гантель (M27) была первой планетарной туманностью, открытой Шарлем Мессье в 1764 году. (Изображение предоставлено Европейской южной обсерваторией)

Термин «планетарная туманность» неверен. Он был изобретен Уильямом Гершелем, который также составил астрономический каталог. Гершель недавно открыл планету Уран, имеющую сине-зеленый оттенок, и подумал, что новые объекты напоминают газового гиганта.

Туманность Сатурн. (Изображение предоставлено НАСА)

Смерть звезды

В конце своей жизни Солнце превратится в красного гиганта, расширяющегося за пределы орбиты Венеры.Когда он прожигает свое топливо, он в конечном итоге разрушится. Внешние слои будут выброшены в виде газовой оболочки, которая просуществует несколько десятков тысяч лет, прежде чем распространится на просторы космоса. Небольшое ядро, недавно сформированный белый карлик, будет освещать эти слои ослепительным, преимущественно сине-зеленым светом. [ВИДЕО: Земля будет поглощена звездой красного гиганта]

Этот процесс будет повторяться в звездах, масса которых в восемь раз превышает массу Солнца. Массивные звезды в конце своего эволюционного пути взрываются сверхновыми.Расширяющаяся газовая оболочка образует туманность другого типа: остаток сверхновой. Крабовидная туманность (M1) — хороший тому пример.

Другие типы туманностей включают эмиссионные туманности, которые представляют собой облака ионизированного газа, излучающие свет различных цветов; темные туманности, представляющие собой облака газа, настолько плотные, что фоновый свет блокируется; и протопланетные туманности, которые возникают, когда звезда начинает сбрасывать свои внешние слои, прежде чем превратиться в планетарную туманность.

Туманность Скат. (Изображение предоставлено Мэттом Бобровски (Корпорация орбитальных наук) и НАСА)

Никаких планет не участвует

Первой планетарной туманностью, которая была обнаружена, была туманность Гантель M27, созданная Шарлем Мессье в 1764 году.В конце концов он добавил четыре в свой каталог астрономических объектов.

В 1790 году Гершель обнаружил NGC 1514, планетарную туманность с яркой звездой в центре. Он понял, что эти новые объекты состоят из газа или пыли, а не из скоплений, как думали в то время. Гершель идентифицировал 79 объектов как планетарные туманности, но только 20 из них действительно были, в то время как 13 других, которые он классифицировал как другие объекты, оказались этими газовыми оболочками.

Живые цвета

Новая технология позволила получить ряд феноменальных изображений планетарных туманностей на большой глубине.При этом он выявил сложности, которые могут возникнуть в конце жизни Солнца. Там, где ученые когда-то думали, что газовые слои оторвались равномерно, изображения с космического телескопа Хаббла показали широкий спектр возможностей, которые могут быть судьбой ближайшей к нам звезды.

Туманность Гантель (M27): Первая зарегистрированная планетарная туманность, туманность Гантель, находится на расстоянии 1200 световых лет от Земли.

Туманность Кольцо. (Изображение предоставлено: AURA / STScI / NASA))

Кольцевая туманность (M57): Почти идеальная кольцевая форма сделала название M57 легкой задачей.Рассеянная оболочка из газа и пыли распространилась почти равномерно после того, как они были сброшены с родительской звезды.

NGC 1514: Когда Уильям Гершель увидел яркую звезду в центре этой планетарной туманности, он понял, что смотрит не на скопления, а сквозь газ и пыль. В результате он придумал название «планетарные туманности», потому что они имели окраску недавно открытого Урана.

Туманность Сатурн NGC 7009: Туманность Сатурн, расположенная в созвездии Водолея, или NGC 7009, имеет яркую центральную звезду, окруженную массивом газа и пыли в форме футбольного мяча.

Туманность Скат (Курица-1357): Самая молодая из известных планетарных туманностей Курица-1357 размером с 130 солнечных систем.

SuWt2: Тесная двойная звездная система создает кольцевую структуру из пыли и газа внутри этой планетарной туманности.

NGC 2818: Эта красивая расширяющаяся планетарная туманность расположена на расстоянии 10 400 световых лет от нас в южном созвездии Пиксис, Компас.

— Нола Тейлор Редд, участник SPACE.com

По теме:

Эмиссионные, темные и отражающие туманности — стенограмма видео и урока

Что такое туманности?

Туманность — это облако газа или пыли в космосе, которое может отражать свет, исходящий от близлежащих звезд.«Туманности» — это просто форма множественного числа от «туманности». Туманность — это место, где наиболее плотно то, что называется межзвездной средой (ISM) . ISM — это родина звезд. Здесь много ингредиентов, которые могут смешиваться вместе, чтобы дать начало разным типам звезд — звездам, которые различаются по размеру, цвету, температуре и яркости.

Это как если взять тесто для печенья и превратить его в печенье разного размера. Если вы добавите пищевой краситель, цвета изменится.Если выпекать дольше или короче, температура печенья изменится. Как правило, на то, какое печенье получается из духовки, влияет множество факторов, но исходное тесто для каждого печенья одинаково. Прямо как ISM, но для звезд, конечно.

Эмиссионные туманности

Есть три типа туманностей, о которых я хотел бы рассказать вам в этом уроке. Первая из них называется эмиссионной туманностью . Эмиссионная туманность — это светящееся облако ионизированного газа, которое возбуждается ультрафиолетовым излучением, поглощаемым близлежащими горячими звездами.Такая звезда должна быть горячее 25 000 К, чтобы испускать достаточно УФ-излучения для ионизации газа. Когда газ ионизируется, он возбуждается и дает спектр излучения ярко-розового цвета.

Эмиссионные туманности имеют другое название, HII region . Это важно помнить, потому что это говорит нам о том, что ионизируется газообразный водород. Водород HI нейтрален, а водород HII ионизирован. В областях пространства HII свободные электроны смешиваются с ионизированными ядрами. Когда ядро ​​захватывает свободный электрон, электрон падает со своего энергетического уровня.Когда это происходит, фотон излучается на очень определенной длине волны, которая дает розовый оттенок. Взгляните на туманность Пламени, показанную на вашем экране, чтобы понять, что я имею в виду.

Форма эмиссионных туманностей дает мне впечатление той обуви, которую носят дети, которая излучает небольшой красный свет, когда их ступня опускается и ударяется об пол. Когда электрон движется вниз и достигает более низкого энергетического уровня, он излучает фотон, как небольшую вспышку света, исходящую от одной из этих туфель.

Reflection Nebulae

В любом случае, дети могут не знать об электронах, когда они маленькие, но они точно знают о конфетти! Есть нечто, называемое отражательной туманностью. Отражательная туманность — это туманность, возникающая при отражении звездного света от очень мелких частиц пыли, плавающих в межзвездной среде, что приводит к голубоватому свечению.

По сути, это все равно что взять это действительно блестящее металлическое конфетти, подбросить его в воздух и осветить его фонариком.Свет будет рассеиваться повсюду, когда попадет на конфетти, что похоже на частицы нашей пыли в космосе.

Причина, по которой он вызывает голубоватое свечение в космосе, по той же причине, по которой небо голубое. Более короткие длины волн, то есть синие, рассеиваются легче, чем более длинные волны. Молекулы в воздухе также рассеивают синий свет от нашего солнца, как пыль в космосе, заставляя небо казаться голубым, поскольку синие фотоны проникают в ваши глаза со всех сторон! Посмотрите изображение реальной отражающей туманности NGC 2023, показанное на экране, чтобы насладиться ее удивительным голубым свечением!

Темные туманности

Грейтесь, сколько можете, потому что мы должны закончить этот урок на очень мрачной ноте.Нам нужно прикрыть темную туманность. Темная туманность — это настолько плотное облако, что оно непрозрачно и выглядит как темная область космоса на фоне далеких звезд или более ярких туманностей.

Это как кусок толстой черной ткани. Вы можете направить на него фонарик с большого расстояния, и только свет, который выходит по краям ткани, будет светить вам, оставляя это темное пространство между ними. Вероятно, самая известная из этих темных туманностей — туманность Конская Голова в созвездии Ориона.Посмотрите это на своем экране.

На самом деле, если вы внимательно слушали этот урок, вы должны увидеть что-то еще на этом изображении. Я использовал только изображения туманностей в созвездии Ориона, чтобы определить для вас эмиссию, отражение и темные туманности. Сможете ли вы увидеть их всех на одном изображении?

Темная туманность Конская Голова — это то, что мы только что рассмотрели в центре изображения.Чуть левее нижнего угла находится отражательная туманность, которую я показал вам в предыдущем разделе. А слева от нее находится эмиссионная туманность Пламя. Обратите внимание на яркую розовую туманность Пламя и непрозрачную темную туманность в центре.

С вашими новоприобретенными знаниями вы также сможете оценить очень красивый розовый огонь, происходящий за туманностью Конская Голова; это еще одна эмиссионная туманность IC 434.

Резюме урока

Итак, способ взаимодействия света с облаками влияет на то, какие цвета мы видим, будь то белый или серый здесь, на Земле, или розовый, синий или темный в космосе.Космические облака на самом деле технически называют туманностями, во множественном числе туманностей. Лучшее определение для туманности , чем космическое облако, — это облако газа или пыли в космосе, которое может отражать свет, исходящий от близлежащих звезд. Туманность — это место, где наиболее плотно то, что называется межзвездной средой (ISM) . ISM — это родина звезд.

Мы рассмотрели три различных типа туманностей. Эмиссионная туманность — это светящееся облако ионизированного газа, которое возбуждается ультрафиолетовым излучением, поглощаемым близлежащими горячими звездами.Эмиссионные туманности имеют другое название — HII region . Водород HI нейтрален, а водород HII ионизирован. В областях пространства HII свободные электроны смешиваются с ионизированными ядрами. Когда ядро ​​захватывает свободный электрон, электрон падает со своего энергетического уровня. Когда это происходит, фотон излучается на очень определенной длине волны, которая дает розовый оттенок.

Отражательная туманность , хотя и не очень розовая, — довольно голубого цвета. Отражательная туманность — это туманность, возникающая при отражении звездного света от очень мелких частиц пыли, плавающих в межзвездной среде, что приводит к голубоватому свечению.Темная туманность лишена цвета. Темная туманность — это настолько плотное облако, что оно непрозрачно и выглядит как темная область космоса на фоне далеких звезд или более ярких туманностей.

Результаты обучения

По завершении этого урока вы сможете:

• Определить туманность
• Описание и идентификация эмиссионных, отражающих и темных туманностей
• Объясните, как каждая туманность приобретает свой цвет.

Определение туманности Merriam-Webster

неб · у · ля

| \ ˈNe-byə-lə

\

множественные туманности \
Ne- byə- ˌlē
, — lī
\ также туманности

1

: любое из многочисленных облаков газа или пыли в межзвездном пространстве.

2

: galaxy sense 1b

особенно

: галактика, отличная от Млечного Пути

— технически не используется

.