Названия туманности: Список планетарных туманностей — это… Что такое Список планетарных туманностей?

Содержание

Список планетарных туманностей — это… Что такое Список планетарных туманностей?

Список планетарных туманностей

Наименование	Изображение	Год открытия	Расстояние (тыс. св. лет)	Видимая звёздная величина	Видимые размеры	Созвездие
NGC 6210 (PK 43+37.1)		1825	4,7	8,8	21″	Геркулес
NGC 40 (Caldwell 2, PK 120+9.1) — планетарная туманность Галстук-бабочка		1788	3,5	11,4	38″ x 35″	Цефей
NGC 7354 — планетарная туманность Веретено		1787	6,8	12,2	0,6′	Цефей
NGC 7662 (PK 106-17.1) — планетарная туманность Голубой снежок		1784	5,0	9,16	58″	Андромеда
NGC 7094 (PK 66-28.1)		1884		13,4	1,6′	Пегас
NGC 6826 (PK 83+12.1) — планетарная туманность Мерцающая		1793	2,2	9,8	45″	Лебедь
NGC 6853 (PK 60+3.1) — планетарная туманность Гантель, M 27		1764	1,36	7,5	8,0′ × 5,6′	Лисичка
NGC 6720 (PK 63+13.1) — планетарная туманность Кольцо, M 57		1779	2,3	8,8	230″ или 3,83′	Лира
NGC 2392 (PK 197+17.1) — планетарная туманность Эскимос или Лицо клоуна		1787	3,0	9,9	1,4′	Близнецы
NGC 2371-2 (PK 189+19.1) — Конфета		1785	4,4	11,2-13	1′-44″	Близнецы
NGC 1514 (PK 165-15.1) — Хрустальный шар		1790	0,6	9,43-10,9	2,2′	Телец
NGC 2022 (PK 196-10.1) — Ёлочная игрушка		1785	7,0	11,6-12,8	28″-39″	Орион
NGC 6543 (Caldwell 6, PK 96+29.1, 7ZW 759) — планетарная туманность Кошачий глаз		1786	3,3±0,9	9,8	20″	Дракон
Abell 21 (Sharpless 274, PK 205+14.1) — планетарная туманность Медуза		1955	1,0-1,5	15,99	4′	Близнецы
Abell 31 (Sharpless 2-290, PNG 219.1+31.2, PK 219+31.1, ARO 135)				12,2	16′	Рак
NGC 7027 (PK 84-3.1)		1878	3,0	10,4	19″	Лебедь
NGC 650/651 (PK 130-10.1) — планетарная туманность Малая гантель или Пробка, M 76		1780	2,5-3,4	10,1	2,7′ × 1,8′	Персей
NGC 3587 (PK 148+57.1) — планетарная туманность Сова, M 97		1781	2,6	9,9	3,4′ × 3,3′	Большая Медведица
Minkowski 2-9 — планетарная туманность Двухструйная бабочка		1947	2,1	14,7	115″ × 18″	Змееносец
Minkowski 1-92 — планетарная туманность След или Отпечаток ступни		1946-1990	15,0 (maximum)	11,7	8″ × 16″	Лебедь
RAFGL 2688 (CRL 2688) — планетарная туманность Яйцо		1996	3,0	14,0	30″ × 15″	Лебедь
NGC 7008 (PK 93+5.2) — планетарная туманность Зародыш (Эмбрион)		1787	2,8	10,7	1,4′	Лебедь
Эйбелл 39 (Abell 39)		1966	6,8	13,7	155,1×154,5″ или 2,58×2,57′	Геркулес
Эйбелл 43 (Abell 43, PK 36+17.1)						Змееносец
Эйбелл 78 (Abell 78)				13,4		Лебедь
Jones-Emberson 1 (Джонс-Эмберсон 1, PK 164+31.1) — Наушники		1939	1,6	14,0		Рысь
IC 3568 — Кусочек лимона		1918	4,5	12		Жираф
NGC 6781 (PK 41-2.1)		1788	2,5	11,4	1,9′	Орёл
NGC 6804 (PK 45-4.1)		1791	4,2	12	62″ x 49″	Орёл
PN G75.5+1.7 — Мыльный пузырь		2007	4		260″ или 4,33′	Лебедь
NGC 6886 (PK 60-7.2) — Призрак Сатурна		1884	7,0	11,4	10,0″	Стрела

Наименование	Изображение	Год открытия	Расстояние (тыс. св. лет)	Видимая звёздная величина	Видимые размеры	Созвездие
NGC 6741 (PK 33-2.1, Jonckheere 475) — Призрачная полоса		1882	7	11,5	8,0″	Орёл
NGC 6751 (PK 29-5.1) — Сверкающий глаз		1863	6,5	11,9	26″	Орёл
NGC 2346 (PK 215+3.1) — Бабочка		1790	2,0	11,6	54″	Единорог
NGC 6369 (PK 2+5.1) — планетарная туманность Вороний глаз или Маленький призрак		1784	2	11,4	38″	Змееносец
Henize 2-47 (Hen2-47)			6,6			Киль
NGC 5315 (PK 309-4.2, ESO 97-PN9)		1883	7,0	9,8	14″	Циркуль
NGC 5307 (PK 312+10.1, ESO 221-PN11, AM 1347—505)		1836	10,0	11,2	18″	Центавр (Кентавр)
NGC 6565 (PK 3-4.5)		1880		11,6	14″	Стрелец
NGC 2818 (PK 261+8.1, ESO 372-PN13, AM 0914-362) — Шикарная			10,4	11,6	1,6′	Компас
NGC 2359 (LBN 1041) — Шлем Тора		1785	15	11,45	9’×6′	Большой Пёс
Эйбелл 35 (Abell 35, Sharpless 2-313, PK 303.6+40.0, PK 303+40 1)		1966	0,522-0,4		12’×12′	Гидра
NGC 2899 (PK 277-3.1, ESO 166-PN13)		1835	6,5	11,8	2,0’x1,0′	Паруса
NGC 3132 (PK 272+12.1, ESO 316-PN27, AM 1004—401) — Восьмёрка или Южное кольцо		1835	2,6 (приблизительно)	9,87	1,47′	Паруса
NGC 3242 (PK 261+32.1, ESO 568-PN5) — планетарная туманность Призрак Юпитера или Глаз		1785	1,4	8,58	23″	Гидра
PLN 283+25.1 (PK 283+25.1, K1-22) — планетарная туманность Южная Сова				12	2′	Гидра
NGC 2438 (PK 231+4.2)		1786	2,9 (приблизительно)	10,8	1,27′	Корма
NGC 246 (Caldwell 56, PK 118-74.1) — Череп		1973	1,8	10,9-11,9-14,3	3,8″-4,1′	Кит
RAFGL 915 (HD 44179) — Красный прямоугольник или Икс или Пирамидка		1973	2,3	9,02		Единорог
NGC 6302 (PK 349+1.1) — планетарная туманность Жук		1880	3,4±0,5	9,6	1,48′	Скорпион
IC 4406 — Сетчатая		1888-1907	2,0 (приблизительно)		30″	Волк
NGC 7009 (PK 37-34.1) — планетарная туманность Сатурн		1782	1,4	8,3	58″	Водолей
NGC 7293 (PK 36-57.1, ESO 602-PN22) — планетарная туманность Улитка		1824	0,45	6,5	34′	Водолей
NGC 2440 (PK 234+2.1, ESO 560-PN9)		1790	3,6 (приблизительно)	10,8	53″	Корма
IC 418 — Спирограф		1888-1894	1,3 (приблизительно)	9,6	14″ x 11″	Заяц
NGC 6326 (PK 338-8.1, ESO 228-PN1, AM 1716—514)		1826		12,2	19″	Жертвенник
Henize 3-1357 — Скат		1989	18 (прим.)	10,75	1,6″	Жертвенник
NGC 5189 (IC 4274, PK 307-3.1, ESO 96-PN16, AM 1329—654) — Спиральная		1826	2,6 (приблизительно)	9,5	2,33′	Муха
NGC 6537 (PK 10+0.1, ESO 590-PN1) — Красный паук		1882	3,9	11,9	10,2″	Стрелец
NGC 6818 (PK 25-17.1) — Маленькая жемчужина		1787	6,0	8,0	39″	Стрелец
NGC 1535 (PK 206-40.1)		1785	2,0	9,58	36″	Эридан
Oh331.8+4.2 — Тухлое яйцо или Калебаса			4,2	9,47	1′	Корма
Menzel 1 (Mz 1)		1922	3,4 ± 0,5	12,0	76″ × 23″	Наугольник
Menzel 2 (Mz 2, Henize 2-150, Hen 2-150)		1922	7,0		30″	Наугольник
Menzel 3 (Mz 3) — Муравей		1922	8,0 (приблизительно)	13,8	50″ × 12″	Наугольник
Shapley 1 (Шепли 1, PLN 329 2.1)		1936	~ 1	12,6		Наугольник
IC 5148 — Запасная шина (IC 5150, PK 002-52 1, PSCz P21565-3937, ESO 344-5, IRAS 21565-3937, PN G002.7-52.4)			3	16,5	2″ × 2″	Журавль
MyCn18 — Песочные часы		1996	8,0 (приблизительно)	13,0		Муха
NGC 3918 (PK 294+4.1, ESO 170-PN13, AM 1147—565) — Голубая		1834	6,0	8,0	51″	Центавр

Категория:

Списки туманностей

Wikimedia Foundation.
2010.

Список планет из Вселенной трансформеров
Список племён Британии

Смотреть что такое «Список планетарных туманностей» в других словарях:

Список космических телескопов — The Hubble Этот список космических телескопов (астрономических обсерваторий в космосе), сгруппированный по основным диапазонам частот : Гамма излучение, Рентгеновское излучение, Ультра … Википедия
Планетарная туманность — NGC 6543, туманность Кошачий Глаз внутренняя область, изображение в псевдоцвете (красный Hα; синий нейтральный кислород, 630 нм; зелёный ионизированный азот, 658,4 нм) Планетарная туманность ас … Википедия
Планетарные туманности — NGC 6543, Туманность Кошачий Глаз внутренняя область, изображение в псевдоцвете (красный Hα; синий нейтральный кислород, 630 нм; зелёный ионизированный азот, 658.4 нм). Планетарная туманность астрономический объект, состоящий из ионизированной… … Википедия
Туманность Кольцо — Планетарная туманность … Википедия
Туманность Гантель — Планетарная туманность … Википедия
Белый карлик — У этого термина существуют и другие значения, см. Белый карлик (значения). Белые карлики проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать как белый карлик) … Википедия
Объект Хербига — Аро — Объект Хербига Аро HH 47, снимок телескопа Хаббл. Отрезок обозначает расстояние в 1000 астрономических единиц (примерно 20 диаметров Солнечной системы). Объекты Хербига Аро (англ. Herbig Haro object)& … Википедия
Туманность Кошачий Глаз — У этого термина существуют и другие значения, см. Кошачий глаз. Туманность Кошачий Глаз Планетарная туманность … Википедия
Область H II — NGC 604, гигантская область H II в Галактике Треугольника … Википедия
Зона H II — NGC 604, гигантская область H II в Галактике Треугольника. Область (зона) H II, или область ионизированного водорода (разновидность эмиссионной туманности) это облако горячего газа и плазмы, достигающее нескольких сотен световых лет в… … Википедия

Типы/классы туманностей — Астрономический справочник

Сегодня рассмотрим и познакомимся с не менее важной темой, чем типы галактик — это типы туманностей. Они красивые, величественные, завораживающие и несмотря на то, что их сложно обнаружить в телескоп, любители наблюдений уделяют немало времени на их поиски. Они уникальные, каждая не похожа на другую. Размеры в пространстве сравнительно небольшие и удалены от нас на небольшие расстояния (с точки зрения астрономических величин). Состоят преимущественно из водорода — 90% и гелия — 9,9%. Принадлежность к тому или иному созвездию каждой из туманностей рассматривать в рамках этой статьи не будем, задача наша другая. И давайте я уже не буду разглагольствовать, а приступлю непосредственно к сути.

1. Диффузная туманность

Диффузная туманность «Лагуна»

Диффузные туманности, в отличие от звезд, не имеют собственного источника энергии. Свечение внутри них происходит благодаря горячим звёздам, которые находятся внутри или рядом с нею. Такие туманности в большей степени встречаются на «ветвях» галактик, там где происходит активное звёздообразование и являются веществом, которое не вошло в состав звезды.

Диффузные туманности преимущественно красного цвета — это связано с обилием водорода внутри них. Зелёный и синий цвета говорят нам о других химических элементах, таких как гелий, азот, тяжелые металлы.

К таким туманностям относится и самая популярная и доступная для наблюдения в приборы с небольшим увеличением — туманность Ориона в созвездии Ориона, о которой я упоминал в статье «наблюдение в бинокль».

Диффузные туманности ещё часто называют эмиссионными.

2. Отражательная туманность

Отражательная туманность «Голова Ведьмы»

Отражательная туманность не излучает никакого собственного света. Это облако газа и пыли, которое отражает свет от рядом расположенных звезд. Также как и диффузные туманности, отражательные находятся в областях активного звёздообразования. В большей степени имеют синеватый оттенок, т.к. он рассеивается лучше остальных.

На сегодня известно не так много туманностей этого типа — около 500.

Некоторые источники не выделяют отражательную туманность отдельно, а относят её к диффузионным.

3. Тёмная туманность

Тёмная туманность «Конская голова»

Такая туманность возникает из-за перекрытия света от объектов, расположенных за нею. Это облако межзвёздной пыли. По составу практически идентична предыдущей отражающей туманности, отличается лишь расположением источника света.

Как правило, тёмная туманность наблюдается вместе с отражательной или диффузной. Отличный пример на фотографии выше «Конская голова» — здесь тёмная область перекрывает свет от диффузной туманности за нею гораздо большего размера. В любительский телескоп такие туманности будет крайне сложно или почти невозможно увидеть. Однако, в радиодиапазоне и инфракрасном такие туманности активно излучают электромагнитные волны.

4. Планетарная туманность

Планетарная туманность M 57

Пожалуй, самый красивый тип туманностей. Как правило, такая туманность является результатом конца жизнедеятельности звезды, т.е. её взрыв и разброс в космическое пространство газа. Несмотря на то, что взрывается звезда, её называют планетарной. Это связано с тем, что при наблюдении такие туманности выглядят как планеты. Большинство из них имеют круглую или овальную форму. Оболочка газа расположенная внутри освещается остатками самой звезды.

Всего открыто около двух тысяч планетарных туманностей, хотя только в нашей галактике Млечный путь их насчитывают больше 20000.

5. Остаток сверхновой звезды

Крабовидная туманность M 1

Сверхновая звезда — это резкое возрастание яркости звезды в результате её взрыва и выброса огромного количества энергии во внешнюю космическую среду.

По своей сути и составу очень напоминают планетарные туманности. В результате такого взрыва в центре образуется нейтронная звезда или чёрная дыра. Температура газа вследствие столкновения веществ может достигать сотни тысяч градусов, в связи с чем она становится источником рентгеновского излучения.

На фотографии выше показан отличный пример взрыва звезды, у которой выброшенный газ ещё не смешался с межзвёздным веществом. Опираясь на китайские летописи, данный взрыв был запечатлён в 1054 году. Но надо понимать, что расстояние до Крабовидной туманности составляет около 3300 световых лет.

Вот и всё. Всего 5 типов туманностей, которые вам нужно знать и уметь распознавать. Надеюсь, получилось донести до вас информацию в доступной форме и простым языком. Если есть вопросы — задавайте, пишите в комментарии. Спасибо.

Туманность — Википедия

Тума́нность — участок межзвёздной среды, выделяющийся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба. Ранее туманностями называли всякий неподвижный на небе протяжённый объект. В 1920-е годы выяснилось, что среди туманностей много галактик (например, Туманность Андромеды). После этого термин «туманность» стал пониматься более узко, в указанном выше смысле.^[1]

Туманности состоят из пыли, газа и плазмы.

Исторические сведения

Первоначально туманностями в астрономии называли любые неподвижные протяжённые (диффузные) светящиеся астрономические объекты, включая звёздные скопления или галактики за пределами Млечного Пути, которые не удавалось разрешить на звёзды.

Некоторые примеры такого использования сохранились до сих пор. Например, галактику Андромеды часто называют «туманностью Андромеды».

Так, Шарль Мессье, интенсивно занимавшийся поиском комет, составил в 1787 году каталог неподвижных диффузных объектов, похожих на кометы. В каталог Мессье попали как собственно туманности, так и другие объекты — галактики (например, упомянутая выше галактика Андромеды — М 31) и шаровые звёздные скопления (M 13 — скопление Геркулеса).

По мере развития астрономии и разрешающей способности телескопов, понятие «туманность» всё более уточнялось: часть «туманностей» была идентифицирована как звёздные скопления, были обнаружены тёмные (поглощающие) газопылевые туманности и, наконец, в 1920-х годах, сначала Лундмарку, а затем и Хабблу, удалось разрешить на звёзды периферийные области ряда галактик и тем самым установить их природу. С этого времени термин «туманность» употребляется в приведённом выше смысле.

Типы туманностей

Первичный признак, используемый при классификации туманностей — поглощение, или же излучение либо рассеивание ими света, то есть по этому критерию туманности делятся на тёмные и светлые. Первые наблюдаются благодаря поглощению излучения расположенных за ними источников, вторые — благодаря собственному излучению или же отражению (рассеиванию) света расположенных рядом звёзд. Природа излучения светлых туманностей, источники энергии, возбуждающие их излучение, зависят от их происхождения и могут иметь разнообразную природу; нередко в одной туманности действуют несколько механизмов излучения.

Деление туманностей на газовые и пылевые в значительной степени условно: все туманности содержат и пыль, и газ. Такое деление исторически обусловлено различными способами наблюдения и механизмами излучения: наличие пыли наиболее ярко наблюдается при поглощении тёмными туманностями излучения расположенных за ними источников и при отражении или рассеивании, или переизлучении, содержащейся в туманности пылью излучения расположенных поблизости или в самой туманности звёзд; собственное излучение газовой компоненты туманности наблюдается при её ионизации ультрафиолетовым излучением расположенной в туманности горячей звезды (эмиссионные области H II ионизированного водорода вокруг звёздных ассоциаций или планетарные туманности) или при нагреве межзвёздной среды ударной волной вследствие взрыва сверхновой или воздействия мощного звёздного ветра звёзд типа Вольфа — Райе.

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.

Межзвёздное поглощение света A_v в тёмных туманностях колеблется в широких пределах, от 1—10^m до 10—100^m в наиболее плотных. Строение туманностей с большими A_v поддаётся изучению только методами радиоастрономии и субмиллиметровой астрономии, в основном по наблюдениям молекулярных радиолиний и по инфракрасному излучению пыли. Часто внутри тёмных туманностей обнаруживаются отдельные уплотнения с A_v до 10 000^m, в которых, по-видимому, формируются звёзды.

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. Они трудны для изучения из-за очень низкой поверхностной яркости (обычно много слабее фона неба). Иногда, проецируясь на изображениях галактик, они приводят к появлению на фотографиях галактик несуществующих в действительности деталей — хвостов, перемычек и т. п.

Некоторые отражательные туманности имеют кометообразный вид и называются кометарными. В «голове» такой туманности находится обычно переменная звезда типа T Тельца, освещающая туманность. Такие туманности нередко имеют переменную яркость, отслеживая (с запаздыванием на время распространения света) переменность излучения освещающих их звёзд. Размеры кометарных туманностей обычно малы — сотые доли парсека.

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.

Многие отражательные туманности имеют тонковолокнистую структуру — систему почти параллельных волокон толщиной в несколько сотых или тысячных долей парсека. Происхождение волокон связано с желобковой или перестановочной неустойчивостью в туманности, пронизанной магнитным полем. Волокна газа и пыли раздвигают силовые линии магнитного поля и внедряются между ними, образуя тонкие нити.

Изучение распределения яркости и поляризации света по поверхности отражательных туманностей, а также измерение зависимости этих параметров от длины волны позволяют установить такие свойства межзвёздной пыли, как альбедо, индикатрису рассеяния, размер, форму и ориентацию пылинок.

Туманности, ионизованные излучением

Гигантская область звездообразования NGC 604

Туманности, ионизованные излучением, — участки межзвёздного газа, сильно ионизованного излучением звёзд или других источников ионизующего излучения. Самыми яркими и распространёнными, а также наиболее изученными представителями таких туманностей являются области ионизированного водорода (зоны H II). В зонах H II вещество практически полностью ионизовано и нагрето до температуры порядка 10 000 К ультрафиолетовым излучением находящихся внутри них звёзд. Внутри зон H II всё излучение звезды в лаймановском континууме перерабатывается в излучение в линиях субординатных серий, в соответствии с теоремой Росселанда. Поэтому в спектре диффузных туманностей очень яркие линии Бальмеровской серии, а также линия Лайман-альфа. Лишь разреженные зоны H II низкой плотности ионизованы излучением звёзд, в т. н. корональном газе.

К туманностям, ионизованным излучением, относятся также так называемые зоны ионизованного углерода (зоны C II), в которых углерод практически полностью ионизирован светом центральных звёзд. Зоны C II обычно расположены вокруг зон H II в областях нейтрального водорода (H I) и проявляют себя по рекомбинационным радиолиниям углерода, аналогичным рекомбинационным радиолиниям водорода и гелия. Зоны C II наблюдаются также в инфракрасной линии C II (λ = 156 мкм). Для зон C II характерны низкая температура 30—100 К и малая степень ионизации среды в целом: N_e/N < 10⁻³, где N_e и N — концентрации электронов и атомов. Зоны C II возникают из-за того, что потенциал ионизации углерода (11,8 эВ) меньше, чем у водорода (13,6 эВ). Излучение звёзд с энергией фотонов от 11,8 эВ до 13,6 эВ (λ = 1108…912 Å) выходит за пределы зоны H II в область H I, сжатую ионизационным фронтом зоны H II, и ионизует там углерод. Зоны C II возникают также вокруг звёзд спектральных классов B1—B5, находящихся в плотных участках межзвёздной среды. Такие звёзды практически не способны ионизовать водород и не создают заметных зон H II.

Туманности, ионизованные излучением, возникают также вокруг мощных рентгеновских источников в Млечном Пути и в других галактиках (в том числе в активных ядрах галактик и квазарах). Для них часто характерны более высокие температуры, чем в зонах H II, и более высокая степень ионизации тяжёлых элементов.

Планетарные туманности

Разновидностью эмиссионных туманностей являются планетарные туманности, образованные верхними истекающими слоями атмосфер звёзд; обычно это оболочка, сброшенная звездой-гигантом. Туманность расширяется и светится в оптическом диапазоне. Первые планетарные туманности были открыты У. Гершелем около 1783 года и названы так за их внешнее сходство с дисками планет. Однако далеко не все планетарные туманности имеют форму диска: многие имеют форму кольца или симметрично вытянуты вдоль некоторого направления (биполярные туманности). Внутри них заметна тонкая структура в виде струй, спиралей, мелких глобул. Скорость расширения планетарных туманностей — 20—40 км/с, диаметр — 0,01—0,1 пк, типичная масса — около 0,1 M_☉, время жизни — около 10 тыс. лет.

Туманности, созданные 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, так как исчезают после исчерпания кинетической энергии движущегося газа.

Основными источниками сильных ударных волн в межзвёздной среде являются взрывы звёзд — сбросы оболочек при вспышках сверхновых и новых звёзд, а также звёздный ветер (в результате действия последнего образуются т. н. пузыри звёздного ветра). Во всех этих случаях имеется точечный источник выброса вещества (звезда). Созданные таким образом туманности имеют вид расширяющейся оболочки, по форме близкой к сферической.

Выбрасываемое вещество имеет скорости порядка сотен и тысяч км/с, поэтому температура газа за фронтом ударной волны может достигать многих миллионов и даже миллиардов градусов.

Газ, нагретый до температуры несколько миллионов градусов, излучает главным образом в рентгеновском диапазоне как в непрерывном спектре, так и в спектральных линиях. В оптических спектральных линиях он светится очень слабо. Когда ударная волна встречает неоднородности межзвёздной среды, она огибает уплотнения. Внутри уплотнений распространяется более медленная ударная волна, вызывающая излучение в спектральных линиях оптического диапазона. В результате возникают яркие волокна, хорошо заметные на фотографиях. Основной ударный фронт, обжимая сгусток межзвёздного газа, приводит его в движение в сторону своего распространения, но с меньшей, чем у ударной волны, скоростью.

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.

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 ≈10−5M⊙{\displaystyle \approx 10^{-5}M_{\odot }} в год и скоростью истечения 1·10³—3·10³ км/с. Они создают туманности размером в несколько парсек с яркими волокнами на границе астросферы такой звёзды. 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. От туманностей, связанных со звёздами Вольфа — Райе, они отличаются меньшей яркостью, бо́льшими размерами и, видимо, большей продолжительностью жизни.

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.

Примечания

Литература

что такое, какие бывают, происхождение

Как известно, туманность это область межзвёздного пространства, который выпускает или поглощает излучение. Бесспорно, это одни из важных и прекрасных образований Вселенной.
Когда мы говорим о туманностях, важно знать, что они бывают разными. Даже можно сказать, что каждая из них уникальна. Однако, изучая эти удивительные объекты космоса, учёные обнаружили некоторые сходства.
Во-первых, большую роль играет их происхождение. Во-вторых, их свечение и излучение определяет к какому виду они относятся. В-третьих, разумеется, важно из чего состоят туманности. Проще говоря, делятся туманности по своим особенностям.

Космическая туманность

Какие бывают туманности

В конце концов, учёные обобщили всё, что известно о прекрасных сверхскоплениях пыли, газа и света в видимой и доступной Вселенной. Тем самым выделили основные виды туманностей. Они бывают светлыми и тёмными. Про тёмные подробнее можно узнать тут.

Светлая туманность (туманность Ориона)

В свою очередь светлые, или диффузные туманности могут быть:

отражательными,
планетарными,
и остатками сверхновой звезды.

Происхождение туманностей

В зависимости от вида туманности отличаются природой формирования. Например, диффузные взаимосвязаны с облаками газа и пыли. Поэтому располагаются они в районах, где отмечается активное образование звёзд. А планетарный вид представляет собой некие оболочки от звёзд. То есть, можно сказать, это продукт жизнедеятельности, даже точнее конца жизни звёзды.

Диффузная туманность NGC 2174

Очевидно, что космос со своим великолепием раскрывается для человечества более детально благодаря его жажде познания. К тому же наши разработки позволяют взглянуть в космическую бездну, и мы можем узнать и восхититься каждой его частичкой. Например, с усовершенствованием телескопов мы получаем неимоверно прекрасные знания о Вселенной.

Туманность Вуаль

Безусловно, каждый тип туманностей заключает в себе тайны этих удивительных образований. Определённо, стоит вникнуть в их изучение. Кто знает, что нас ожидает в этой области. Несомненно, игра стоит свеч. Ведь каждое знание играет большую роль в нашей жизни, и возможно в жизни целой Вселенной.

самые красивые объекты во Вселенной

Содержание страницы:

Самые красивые туманности

Туманность Ориона

В созвездии Орион находится Облако Ориона. Это обширнейшая область, включающая в себя множество различного типа туманностей, крупнейшие из которых — Конская Голова и Петля Бернарда.

От Земли до этого уникального объекта 1344 световых года, а для полёта по её поперечнику свету потребуется 33 года. Это гигантское космическое облако – один из самых известных и притягательных объектов. Особенно хорошо его наблюдать в зимнее время, когда Орион проходит по северной части горизонта. С десятикратным увеличением уже можно распознать яркое вытянутое пятно. Если увеличение более сильное, пятно представляется дугой натянутого лука, более яркое в центре и тускнеющее к концам.

Конская голова.

Это тёмная туманность, именуемая ещё «Голова Лошади». Красное свечение, вызванное ионизацией водорода, служит прекрасным фоном для тёмного пятна характерной формы.

Плотные слои пыли активно поглощают свет, и от этого туманность имеет тёмные тона. Газы, вырывающиеся из туманности, летят в магнитном поле большой силы.

В основание Конской Головы яркие пятна – это формирующиеся звёзды.

Орёл.

Данная туманность окружает рассеянное звёздное скопление и расположена в созвездие Змеи.

В 1995 году с помощью телескопа «Хаббл» были получены снимки высокого качества, позволившие детально рассмотреть интересный объект.

В нём выделяются уникальные области: «Столпы Творения», «Фея», «Орлиные Яйца».

При рассмотрении через телескоп чётко видны звёзды, заключённые в плевру туманности. Она имеет форму расправленных крыльев орла.

Туманность Андромеды.

Это ближайшая к нам большая галактика, имеющая, по сравнению с нашей, в своём составе звёзд в 3 – 5 раз больше. Андромеда больше нашей галактики в 2,6 раза, и со скоростью 300 км/сек летит прямо на нашу галактику. Примерно через 5 миллиардов лет бедный Млечный Путь и Андромеда столкнутся.

Разновидности туманностей

Спектральный анализ газовых туманностей выявляют линии всех главных элементов. Это водород, гелий, азот, кислород, аргон, сера, неон. Как и везде во всей Вселенной, превалируют два первых элемента.

Классификация туманностей производится по критериям излучения или поглощения света. Исходя из этого, они могут быть тёмными и светлыми. Тёмные туманности в космосе поглощают световые излучения источников, которые находятся за ними, и поэтому мы их видим. рассмотрим их основные виды:

Светлые обладают способностью самостоятельного излучения света .

Тёмные. Данный тип представляет из себя плотные облака, состоящие из пыли и газа, непрозрачной из-за поглощения ею света. Часто фоном им служат светлые туманности. Иногда такое тёмное облако можно увидеть и на фоне нашей галактики. Пример тому – туманность «Угольный Мешок». В полупрозрачных областях этих объектов просматриваются структуры, похожие на волокна. Это объясняется присутствием магнитных полей, возникающих от электрических зарядов частичек пыли. Вещество в таком случае движется вдоль магнитных линий.

Отражательные. Такие туманности подсвечиваются звёздами. Основные объекты этого типа располагаются возле плоскости Млечного Пути. Иногда они находятся выше этой плоскости, и звёзды галактики подсвечивают их. Отражательную туманность «Ангел» можно отыскать в 300 парсеках над плоскостью нашей галактики. Некоторые представители таких туманностей могут походить на кометы, имея в головной части переменную звезду. Но размеры таких образований не превышают сотых долей парсека.

Ионизированные излучением. Такие туманности получаются, если участок межзвёздного газа мощно ионизирован излучением звезды или иного источника. Чаще такими участками становятся облака ионизированного водорода. Если облако состоит из углерода, то он может быть ионизирован светом центральных звёзд. Возможно возникновение туманностей этого типа и вокруг сильного рентгеновского источника. Активные ядра галактик, да и квазары тоже могут стать такими источниками.

Планетарные. Звезда-гигант, сбрасывая свою оболочку, может образовать планетарную туманность. Формы туманностей более разнообразны: они могут иметь вытянутую, струйную, структуру или быть похожими на кольцо. Такие образования недолговечны и невелики. Яркими представителями их являются объекты «Кошачий Глаз» и «Песочные Часы».

Остатки звёзд. Очень яркие туманности получаются после взрывов сверхновых звёзд и носят имя остатков вспышек сверхновых. Они достаточно важны при формировании структуры газа межзвёздного пространства. Если же взрывается новая звезда, то создающаяся при этом туманность недолговечна и слаба, а также невелика по размерам. Известнейшая Крабовидная туманность – типичный и прекрасный представитель этого класса.

Вокруг звезды Вольфа-Райе можно наблюдать туманность, именуемую «Шлем Тора».

ТУМАННОСТИ | Энциклопедия Кругосвет

Содержание статьи

ТУМАННОСТИ. Раньше астрономы называли так любые небесные объекты, неподвижные относительно звезд, имеющие, в отличие от них, диффузный, размытый вид, как у маленького облачка (употребляемый в астрономии для «туманности» латинский термин nebula означает «облако»). Со временем выяснилось, что некоторые из них, например, туманность в Орионе, состоят из межзвездного газа и пыли и принадлежат нашей Галактике. Другие, «белые» туманности, как в Андромеде и в Треугольнике, оказались гигантскими звездными системами, подобными Галактике. Здесь речь пойдет о газовых туманностях.

До середины 19 в. астрономы считали, что все туманности – это далекие скопления звезд. Но в 1860, впервые использовав спектроскоп, У.Хёггинс показал, что некоторые туманности газовые. Когда сквозь спектроскоп проходит свет обычной звезды, наблюдается непрерывный спектр, в котором представлены все цвета от фиолетового до красного; в некоторых местах спектра звезды имеются узкие темные линии поглощения, но заметить их довольно трудно – они видны лишь на качественных фотографиях спектров. Поэтому при наблюдении глазом спектр звездного скопления выглядит как непрерывная цветная полоса. Спектр излучения разреженного газа, напротив, состоит из отдельных ярких линий, между которыми практически нет света. Как раз это и увидел Хёггинс при наблюдении некоторых туманностей через спектроскоп. Более поздние наблюдения подтвердили, что многие туманности действительно являются облаками горячего газа. Часто астрономы называют «туманностями» и темные диффузные объекты – тоже облака межзвездного газа, но холодные.

Типы туманностей.

Туманности разделяют на следующие основные типы: диффузные туманности, или области H II, такие, как Туманность Ориона; отражательные туманности, как туманность Меропы в Плеядах; темные туманности, как Угольный Мешок, которые обычно связаны с молекулярными облаками; остатки сверхновых, как туманность Сеть в Лебеде; планетарные туманности, как Кольцо в Лире.

Диффузные туманности.

Широко известные примеры диффузных туманностей – это Туманность Ориона на зимнем небе, а также Лагуна и Тройная (Трехраздельная) – на летнем. Темные линии, рассекающие Тройную туманность на части, – это холодные пылевые облака, лежащие перед ней. Расстояние до этой туманности ок. 2200 св. лет, а ее диаметр чуть менее 2 св. лет. Масса этой туманности в 100 раз больше солнечной. Некоторые диффузные туманности, например Лагуна 30 Золотой Рыбы и Туманность Ориона, значительно крупнее и массивнее.

В отличие от звезд газовые туманности не имеют собственного источника энергии; они светятся только в том случае, если внутри них или рядом находятся горячие звезды с температурой поверхности 20 000–40 000° С. Эти звезды испускают ультрафиолетовое излучение, которое поглощается газом туманности и переизлучается им в форме видимого света. Пропущенный через спектроскоп, этот свет расщепляется на характерные линии излучения различных элементов газа.

Отражательные туманности.

Отражательная туманность образуется, когда облако с рассеивающими свет пылинками освещается расположенной рядом звездой, температура которой не так высока, чтобы заставить светиться газ. Небольшие отражательные туманности иногда видны рядом с формирующимися звездами.

Темные туманности.

Темные туманности – это облака, состоящие в основном из газа и отчасти из пыли (в соотношении по массе ~ 100:1). В оптическом диапазоне они закрывают от нас центр Галактики и видны как черные пятна вдоль всего Млечного Пути, например, Большой Провал в Лебеде. Но в инфракрасном и радиодиапазонах эти туманности излучают довольно активно. В некоторых из них сейчас формируются звезды. Плотность газа в них значительно выше, чем в межоблачном пространстве, а температура ниже, от -260 до -220° С. В основном они состоят из молекулярного водорода, но обнаружены в них и другие молекулы вплоть до молекул аминокислот.

Остатки сверхновых.

Когда состарившаяся звезда взрывается, ее внешние слои сбрасываются со скоростью ок. 10 000 км/с. Это быстро летящее вещество, подобно бульдозеру, сгребает перед собой межзвездный газ, и вместе они образуют структуру, подобную туманности Сеть в Лебеде. При столкновении движущееся и неподвижное вещества нагреваются в мощной ударной волне и светятся без дополнительных источников энергии. Температура газа при этом достигает сотен тысяч градусов, и он становится источником рентгеновского излучения. Кроме того, в ударной волне усиливается межзвездное магнитное поле, а заряженные частицы – протоны и электроны – ускоряются до энергий гораздо выше энергии теплового движения. Движение этих быстрых заряженных частиц в магнитном поле вызывает излучение в радиодиапазоне, называемое нетепловым.

Самый интересный остаток сверхновой – это Крабовидная туманность. В ней выброшенный сверхновой газ еще не смешался с межзвездным веществом.

В 1054 была видна вспышка звезды в созвездии Тельца. Восстановленная по китайским летописям картина вспышки показывает, что это был взрыв сверхновой звезды, которая в максимуме достигла светимости в 100 млн. раз выше солнечной. Крабовидная туманность находится как раз на месте той вспышки. Измерив угловые размер и скорость расширения туманности и поделив одно на другое, рассчитали, когда это расширение началось, – почти точно получился 1054 год. Сомнений нет: Крабовидная туманность – остаток сверхновой.

В спектре этой туманности каждая линия раздвоена. Ясно, что один компонент линии, сдвинутый в голубую сторону, приходит от приближающейся к нам части оболочки, а другой, сдвинутый в красную сторону, – от удаляющейся. По формуле Доплера вычислили скорость расширения (1200 км/с) и, сравнив ее со скоростью углового расширения, определили расстояние до Крабовидной туманности: ок. 3300 св. лет.

Крабовидная туманность имеет сложное строение: ее внешняя волокнистая часть излучает отдельные эмиссионные линии, характерные для горячего газа; внутри этой оболочки заключено аморфное тело, излучение которого имеет непрерывный спектр и сильно поляризовано. Кроме того, оттуда исходит мощное нетепловое радиоизлучение. Это можно объяснить только тем, что внутри туманности быстрые электроны движутся в магнитном поле, испуская при этом синхротронное излучение в широком диапазоне спектра – от радио до рентгеновского. Долгие годы загадочным оставался источник быстрых электронов в Крабовидной туманности, пока в 1968 не удалось обнаружить в ее центре быстро вращающуюся нейтронную звезду – пульсар, остаток взорвавшейся примерно 950 лет назад массивной звезды. Совершая 30 оборотов в секунду и обладая огромным магнитным полем, нейтронная звезда выбрасывает в окружающую туманность потоки быстрых электронов, ответственных за наблюдаемое излучение. См. также ПУЛЬСАР.

Оказалось, что механизм синхротронного излучения весьма распространен среди активных астрономических объектов. В нашей Галактике можно указать немало остатков сверхновых, излучающих в результате движения электронов в магнитном поле, например, мощный радиоисточник Кассиопея А, с которым в оптическом диапазоне связана расширяющаяся волокнистая оболочка. Из ядра гигантской эллиптической галактики М 87 выбрасывается тонкая струя горячей плазмы с магнитным полем, излучающая во всех диапазонах спектра. Неясно, связаны ли активные процессы в ядрах радиогалактик и квазаров со сверхновыми, но физические процессы излучения в них весьма схожи.

Планетарные туманности.

Простейшие галактические туманности – это планетарные. Их открыто около двух тысяч, а всего в Галактике их ок. 20 000. Они концентрируются в галактическом диске, но не тяготеют, как диффузные туманности, к спиральным рукавам.

При наблюдении в небольшой телескоп планетарные туманности выглядят размытыми дисками без особых деталей и поэтому напоминают планеты. У многих из них вблизи центра видна голубая горячая звезда; типичный пример – туманность Кольцо в Лире. Как и у диффузных туманностей, источником их свечения служит ультрафиолетовое излучение звезды, находящейся внутри.

Спектральный анализ.

Чтобы проанализировать спектральный состав излучения туманности, часто используют бесщелевой спектрограф. В простейшем случае вблизи фокуса телескопа помещают вогнутую линзу, превращающую сходящийся пучок света в параллельный. Его направляют на призму или дифракционную решетку, расщепляющую пучок в спектр, а затем выпуклой линзой фокусируют свет на фотопластинке, получая при этом не одно изображение объекта, а несколько – по числу линий излучения в его спектре. Однако изображение центральной звезды при этом растягивается в линию, поскольку у нее непрерывный спектр.

В спектрах газовых туманностей представлены линии всех важнейших элементов: водорода, гелия, азота, кислорода, неона, серы и аргона. Причем, как и везде во Вселенной, водорода и гелия оказывается гораздо больше остальных.

Возбуждение атомов водорода и гелия в туманности происходит не так, как в лабораторной газоразрядной трубке, где поток быстрых электронов, бомбардируя атомы, переводит их в более высокое энергетическое состояние, после чего атом возвращается в нормальное состояние, излучая свет (см. также ЭЛЕКТРОВАКУУМНЫЕ И ГАЗОРАЗРЯДНЫЕ ПРИБОРЫ). В туманности нет таких энергичных электронов, которые могли бы своим ударом возбудить атом, т.е. «забросить» его электроны на более высокие орбиты. В туманности происходит «фотоионизация» атомов ультрафиолетовым излучением центральной звезды, т.е. энергии пришедшего кванта достаточно, чтобы вообще оторвать электрон от атома и пустить его в «свободный полет» (см. также ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИЙ ЭФФЕКТ). В среднем проходит 10 лет, пока свободный электрон встретится с ионом, и они вновь объединятся (рекомбинируют) в нейтральный атом, выделив энергию связи в виде квантов света. Рекомбинационные линии излучения наблюдаются в радио-, оптическом и инфракрасном диапазонах спектра.

Наиболее сильные линии излучения у планетарных туманностей принадлежат атомам кислорода, потерявшим один или два электрона, а также азоту, аргону, сере и неону. Причем они излучают такие линии, которые никогда не наблюдаются в их лабораторных спектрах, а появляются только в условиях, характерных для туманностей. Эти линии называют «запрещенными». Дело в том, что атом обычно находится в возбужденном состоянии менее миллионной доли секунды, а затем переходит в нормальное состояние, излучая квант. Однако существуют некоторые уровни энергии, между которыми атом совершает переходы очень «неохотно», оставаясь в возбужденном состоянии секунды, минуты и даже часы. За это время в условиях относительно плотного лабораторного газа атом обязательно сталкивается со свободным электроном, который изменяет его энергию, и переход исключается. Но в крайне разреженной туманности возбужденный атом долго не сталкивается с другими частицами, и, наконец, совершается «запрещенный» переход. Именно поэтому впервые обнаружили запрещенные линии не физики в лабораториях, а астрономы, наблюдая туманности. Поскольку в лабораторных спектрах этих линий не было, некоторое время даже считалось, что они принадлежат неизвестному на Земле элементу. Его хотели назвать «небулий», но недоразумение вскоре прояснилось. Эти линии видны в спектрах как планетарных, так и диффузных туманностей. В спектрах таких туманностей есть и слабое непрерывное излучение, возникающее при рекомбинации электронов с ионами. См. также СПЕКТРОСКОПИЯ.

На спектрограммах туманностей, полученных со щелевым спектрографом, линии часто выглядят изломанными и расщепленными. Это – эффект Доплера, указывающий на относительное движение частей туманности. Планетарные туманности обычно расширяются радиально от центральной звезды со скоростью 20–40 км/с. Оболочки сверхновых расширяются гораздо быстрее, возбуждая перед собой ударную волну. У диффузных туманностей вместо общего расширения обычно наблюдается турбулентное (хаотическое) движение отдельных частей.

Важная особенность некоторых планетарных туманностей – стратификация их монохроматического излучения. Например, излучение однократно ионизованного атомарного кислорода (потерявшего один электрон) наблюдается в обширной области, на большом расстоянии от центральной звезды, а двукратно ионизованные (т.е. потерявшие два электрона) кислород и неон видны лишь во внутренней части туманности, тогда как четырехкратно ионизованный неон или кислород заметны лишь в центральной ее части. Этот факт объясняется тем, что необходимые для более сильной ионизации атомов энергичные фотоны не достигают внешних областей туманности, а поглощаются газом уже недалеко от звезды.

По химическому составу планетарные туманности весьма разнообразны: элементы, синтезированные в недрах звезды, у некоторых из них оказались подмешанными к веществу сброшенной оболочки, а у других – нет. Еще сложнее состав остатков сверхновых: сброшенное звездой вещество в значительной степени смешано с межзвездным газом и, кроме того, разные фрагменты одного остатка иногда имеют различный химический состав (как у Кассиопеи А). Вероятно, это вещество выбрасывается с различных глубин звезды, что дает возможность проверять теорию эволюции звезд и взрыва сверхновых.

Происхождение туманностей.

Диффузные и планетарные туманности имеют совершенно разное происхождение. Диффузные 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 – 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 (см. также ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ). 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. Таким образом, планетарные туманности выбрасываются их центральными звездами, тогда как диффузные туманности типа Туманности Ориона – это вещество, которое осталось неиспользованным в процессе формирования звезд.

Туманность

Туманность представляет собой участок межзвёздного пространства, который отличается способностью к излучению или его поглощением. Некоторое время назад под этим явлением понимался неподвижный объект, имевший определённую протяжённость. Но впоследствии было выявлено, что среди таких феноменов немало галактик. Поэтому термин получил более узкое значение, которое актуально до сих пор.

Историческая справка

Изначально туманность означала любой диффузный светящийся субъект. В т. ч. звёздное скопление, галактическую группу, расположенную за пределами Млечного пути, непохожую на светило. Например, галактику Андромеды до сих пор принято называть туманностью Андромеды.

По мере развития астрономической науки и соответствующих технологий данное понятие постоянно уточнялось и сужалось. В итоге некоторые туманности удалось идентифицировать как скопления звёзд. А в начале прошлого столетия астрономы сумели выявить происхождения этих феноменов. С тех пор слово «туманность» употребляется в том смысле, который он имеет сегодня.

Планетарная туманность Кошачий Глаз

Разновидности (классификация)

В процессе соотнесения объекта с определённой группой во внимание принимается несколько признаков. Главный критерий – поглощение (излучение, рассеивание) света. На его основании туманность может быть тёмной или светлой. Первая разновидность наблюдается за счёт поглощения излучения источников, которые расположены сзади. Второй тип можно обнаружить при собственном отражении света светил, находящихся поблизости.

Также туманность может быть газовой и пылевой, но такая классификация является условной, ведь все подобные феномены содержат газ, и пыль. Историческая обусловленность такого деления связана, в первую очередь, с тем, что существует несколько методик наблюдения и механизмов излучения.

Пыль можно наблюдать в процессе поглощения тёмными элементами излучения источников, которые располагаются сзади. Также рассматриваемый феномен без труда наблюдается в случае отражения или рассеивания пыли, содержащейся в туманности.
Газовую компоненту можно обнаружить в ходе ионизации ультрафиолетовым излучением. Также данное явление хорошо заметно в процессе нагрева межзвёздного пространства посредством ударной волны.

Все эти явления исследованы современными учёными достаточно хорошо. Несмотря на это, работы продолжаются до сих пор. Ведь объекты имеют немало тайн и загадок, которые нужно разбирать для получения новой актуальной информации.

Все типы туманностей

Всего в астрономической науке существует несколько типов подобных объектов. Их названия и описания будут рассмотрены далее.

Тёмные

Звёздная туманность тёмного типа – это плотное облако, в составе которого преобладают молекулы пыли и газа, относящиеся к межзвёздному пространству. Заметить их можно на фоне туманностей светлого типа. Реже они могут быть обнаружены непосредственно на фоне галактической группы Млечный путь. Такая туманность называется гигантской глобулой.

В областях, которые наполовину прозрачны, можно запросто заметить волокнистые структурные компоненты. Общая вытянутость имеет тесную взаимосвязь с присутствием магнитных полей, которые создают препятствия для движения вещества против силовых линий. Что касается пылевой составляющей, она связана с магнитными полями, так как пылинки имеют электрический заряд.

Гигантская область звездообразования NGC 604

Отражательные

Туманность может иметь непосредственное отношение к отражательной группе и выступать в качестве облака из пыли и газа. Львиная доля подобных объектов располагается рядом с галактической группой Млечный путь. В некоторых случаях можно обнаружить отражательные объекты на высоких широтах. Они представляют облака из пыли и газа, имеющие различные размеры, формы, показатели массы и плотности. Они трудно поддаются изучению по причине невысокой яркости.

В некоторых ситуациях отражательная туманность может напоминать комету. В зоне её «головы» располагается звезда переменного типа, которая задаёт освещение. Яркость таких объектов обычно переменная, а размеры невелики и составляют сотые доли парсека. Редким видом отражательной туманности считается эхо (световое), которое можно наблюдать после вспышки нового светила.

Львиная доля таких объектов отличается тонковолокнистой структурой. Она представлена системой практически параллельных волокон, которые обладают толщиной в несколько долей парсека. Происхождение волокон связано, в первую очередь, с желобковой неустойчивостью, что характеризуется действием магнитного поля. Они как бы раздвигают части поля и создают нити небольшой толщины.

Детальное изучение порядка, в котором происходит распределение яркости, а также ознакомление со свойством поляризации света по поверхности объекта позволяет изучить следующие параметры:

значение альбедо;
индикатриса рассеяния;
размерные факторы;
форма тела;
направление пылинок.

Так, космическая туманность, несмотря на относительную изученность, таит в себе немало тайн и загадок, которые ещё только предстоит разгадать.

Крабовидная туманность — остаток вспышки сверхновой (1054 год)

Ионизированные группы

Эти феномены представляют собой участки межзвёздного газа, который чрезмерно ионизирован звёздным излучением или прочими источниками. Наиболее явными представителями данной категории являются зона h3. Именно в них вещество практически на 100% ионизировано и подогрето до температурной отметки в 10 000 К. Внутри них происходит переработка излучения, поэтому в данном спектре можно наблюдать яркие линии.

Также в эту группу можно отнести зоны углерода (ионизированного) – C2. В них задействовать свет звёзд, расположенных по центру. Традиционно они располагаются вокруг зон h3 на «территории» h2. Наблюдать такие участки не составит труда и в зоне инфракрасной линии.

Возникновение таких зон происходит по той причине, что потенциал ионизации ниже, нежели у водорода. Наряду с этим рассматриваемые участки могут формироваться вокруг объектов, относящихся к группам B1-B5. Такие светила практически не могут ионизировать водородное вещество и не создают видимых зон. Для них ещё характерно возникновение вокруг сильных рентгеновских источников и прочих галактик.

Планетарные

Туманность может быть планетарной. Она образуется в верхнем слое атмосфер и представляет собой оболочку, которая сброшена светилом-гигантом. Расширение и свечение обычно происходит в рамках оптического диапазона. Открытие первых подобных групп произошло силами Уильяма Гершеля в 1783 году.

Своё название они получили по причине наличия внешнего сходства с дисками планет. Хотя некоторые из этих субъектов обладают другой формой. Скорость их расширения составляет 20-40 километров в секунду, а диаметральное сечение – от 0,01 единиц. Продолжительность жизненного цикла равняется порядка 10 000 лет.

Планетарная туманность Песочные Часы расположена на расстоянии 8000 св. лет

Элементы, образованные под действием ударных волн

Традиционно такая туманность недолговечна, поскольку её исчезновение происходит по мере исчерпания кинетической энергии газа, который движется. В качестве базовых источников ударных волн выступают взрывы светил. Они характеризуются сбросами оболочек в процессе вспышек сверхновых и новых объектов, а также возникновением звёздного ветра.

Туманность, созданная по этому принципу, напоминает расширяющиеся оболочки, а по форме похожа на сферу. Скорость выбрасываемого компонента равна сотни и тысячи километров в секунду. Учёные исследуют всевозможные параметры до сих пор, поскольку они позволяют получить доступ к новым сведениям и совершить открытия в мире астрономии.

Газ, который претерпел нагревание до температурной отметки в несколько миллионов градусов, излучает в области непрерывного спектра, а также отдельных линий. В оптических частях его свечение является слабым. Когда ударная волна сталкивается с неоднородностью межзвёздного пространства, она огибает уплотнения, внутри которых происходит распространение более медленной волны. Именно она провоцирует излучение в спектре.

В ходе этого происходит формирование ярких волокон, которые можно запросто заметить на фотографиях. Ударный фронт в процессе сжатия сгустка газа (межзвёздного) приводит движение в сторону распространения, однако скорость является более маленькой в отличие от ударной волны.

Изображение туманности Бумеранг, сделанное космическим телескопом Хаббла

Звёздные остатки

Туманность, которая считается наиболее яркой, создана ударными волнами. Она вызвана взрывом сверхновой звезды и получила название остатка вспышки. В создании структуры газа (межзвёздного) такие объекты играют крайне важную роль. Наряду с этим для них характерно явление радиоизлучения, которое оснащено степенным спектром и вызвано релятивистскими электронами. Их ускорение происходит вследствие взрыва сверхновой и пульсара, который остаётся после него. Туманность, которая имеет непосредственную взаимосвязь со взрывом новых звёзд, является недолговечной.

Объекты вокруг светил Вольфа — Райе

Другая разновидность туманностей, сформированных ударными волнами, связана со звёздным ветром, образованным от светил Вольфа Райе. Для них характерен крайне сильный звёздный ветер, имеющий внушительный поток массы и скорость истечения, равную от 1*10^3 километров в секунду.

Такие объекты способны создать туманность, равную несколько парсек, имеющую яркие волокна. Её радиоизлучение отличается тепловой природой, а продолжительность жизни является ограниченной из-за наличия предела нахождения светил в фазе звезды Вольфа – Райе.

Эти объекты имеют множество характерных особенностей, которые нуждаются в тщательном изучении.

Вокруг O-звёзд

Туманность такого типа создана по аналогии с объектом Вольфа – Райе. Она имеет схожие свойства и характеристики. Однако её появление происходит вокруг наиболее ярких горячих светил, относящихся к спектральному классу O – OF. Они обладают внушительным ветром звёздного типа. От объектов, описанных в прежней группе, они отличаются небольшим показателем яркости и внушительными размерами. Кроме того, длительность их жизни более высока, в отличие от других аналогичных групп.

Зоны звездообразования

Туманность может иметь ударные волны меньших скоростей. Всё это провоцирует нагрев газа до сотен и тысяч градусов, а также вызывает возбуждение так называемых молекулярных уровней. Наряду с этим формируется частичное разрушение молекулярных элементов, нагрев пылевых частиц.

Подобные ударные волны можно заметить как вытянутые туманности, святящиеся в инфракрасном диапазоне. Большинство из них обнаружены в очаге звездообразования, который имеет непосредственную взаимосвязь с таким значимым объектом, как туманность Ориона.

Вывод-заключение

Туманность представляет собой объект, который, несмотря на относительную изученность, до сих пор вызывает среди учёных множество вопросов. Изначально это слово имело широкое значение. Однако впоследствии, когда учёными были сделаны некоторые уточнения, оно сузилось и обрело несколько иной смысл.

В настоящее время под термином «туманность» принято понимать продолжительный светящийся объект, который наделён определённым набором свойств и характеристик. Отдельно стоит упомянуть такой термин, как звёздная туманность, которая представлена скоплением большого количества светил и имеет свечение, а также способна рассеивать свет. Она исследуется учёными со всего мира, и к настоящему моменту времени им удалось получить некоторые актуальные данные для проведения дальнейших наблюдений.

Таким образом, несмотря на проведение со стороны учёных большого количества исследовательских работ, наблюдения за подобными объектами продолжаются до сих пор и вызывают у астрономов особый интерес. Ведь они открывают новые небесные объекты и позволяют бороздить просторы Вселенной практически без ограничений.

Генератор имен туманностей

К мобильной версии
Дом	Фантастические имена	Настоящие имена	географических названий
Поп-культура	Другие названия	Описания	Другой род.
Контакт	Около	Помощь сайту	Спасибо

Дом

Фантастические имена
▼

Имена пришельцев
Amazon Имена
Имена ангелов
Названия видов животных
Аниматронные имена
Имена персонажей аниме
Имена Anthousai
Апокалипсис / Имена мутантов
Имена искусственного интеллекта
Имена бандитов
Имена банши
Имена варваров
Имена василисков
Имена птиц
Имена Bluecap
Имена охотников за головами
Имена Брауни
Люди-кошки / Имена Некодзин
Имена пещерных людей
Имена Кентавров
Имена рождественских эльфов
Имена василисов
Кодовые названия
Имена ковбоев / девочек
Cyberpunk (Ник) Имена
Имена темных эльфов
Имена смерти
Имена червя смерти
Имена демонов
Имена детективов

Драцены Имена
Имена драконов
Имена драконов (китайские)
Имена драконов
Имена дриад
Имена гномов
Имена элементалей
Имена эльфов
Имена энтов / древовидных существ
Злые имена
Имена Волшебного двора
Сказочные имена
Фэнтезийные имена животных
Имена фантастических существ
Имена фэнтезийных рас
Фэнтези Фамилии
Фурсона Имена
Футуристические имена
Имена горгульи
Genie Имена
Классификация призраков
Имена призраков / духов
Имена гулей
Имена гигантов
Имена гноллов
Имена гномов
Имена гоблинов
Имена богов и богинь
Имена големов
Имена Горгоны

Graeae Names
Имена Грифона
Имена Grootslang
Имена хранителей
Имена полуэльфов
Имена полуорков
Имена гарпий
Имена адских гончих
Имена хоббитов
(Героический) Имена лошадей
Hydra Имена
Имена Ifrit
Имена бесов
Шакалопы и вольпертинги
Имена Jotunn
Имена кайдзю
Имена убийц
Имена кицунэ
Имена рыцарей
Имена кобольдов
Имена Lamia
Имена легендарных существ
Имена личей
Имена лизардфолков
Имена безумных ученых
Magic User Names — Новинка!
Имена Манананггал
Имена мантикоры
Механические имена
Средневековые имена

Имена русалок / русалок
Имена Минотавров
Зеркальные двойные имена
Имена монстров
Имена лунных кроликов
Morgen Names
Имена видов мутантов
Имена нагов
Имена некромантов
Имена нефилимов
Имена ниндзя и убийц
Не-магические имена пользователей
Имена норвежских воронов
Имена нимф
Огр Имена
Имена орков
Имена Пегаса
Домашние животные / компаньоны>
Имена Феникса
Имена пиратов
Имена пророков
Имена кукол
Имена Кецалькоатля
Имена ракшасов
Имена роботов
Roc Names
Имена сатиров и фавнов
Имена морских существ
Selkie Names
Имена слуг

Имена имитаторов
Имена сирен
Имена рабов
Названия видов
Имена сфинксов
Имена пауков
Имена в стиле стимпанк
Имена суккубов
Имена супергероев
Имена команд супергероев
Имена суперзлодеев
Имена сильфов
Имена троллей
Имена единорогов
Имена валькирий
Имена вампиров
Имена кланов вампиров
Прозвища воинов
Имена оборотней
Имена стаи оборотней
Имена ведьм
Имена шабаша ведьм
Имена мастеров
Имена защитников мира
Имена мировых разрушителей
Имена Уся
Имена виверн
Имена Йети
Имена Заратана
Типы зомби

Simple English Wikipedia, бесплатная энциклопедия

Часть туманности Киля, области массивного звездообразования на южном небе. Это дом Эты Карины, огромной молодой звезды.

A nebula ^[1] — межзвездное облако пыли, водорода, гелия и других ионизированных газов в галактике.

Персидский астроном Абд ар-Рахман ас-Суфи впервые упомянул настоящую туманность в своей книге Книга неподвижных звезд (964).^[2] Он сказал, что рядом с галактикой Андромеды было «маленькое облако». ^[3]

Туманность обычно состоит из газообразного водорода и плазмы. Это может быть первая стадия звездного цикла, но также может быть одна из последних стадий.

Многие туманности или звезды образуются в результате гравитационного коллапса газа в межзвездной среде или ISM. По мере сжатия вещества в центре могут образовываться массивные звезды, а их ультрафиолетовое излучение ионизирует окружающий газ, делая его видимым в оптическом диапазоне длин волн.

Размер этих туманностей, известных как области H II, варьируется в зависимости от размера исходного газового облака. Это места, где происходит звездообразование. Образовавшиеся звезды иногда называют молодым рыхлым скоплением.

Некоторые туманности образуются в результате взрывов сверхновых, агонии массивных недолговечных звезд. Материалы, выброшенные в результате взрыва сверхновой, ионизируются энергией и компактным объектом, который она может произвести. Один из лучших примеров — Крабовидная туманность в Тельце.Событие сверхновой было зарегистрировано в 1054 году и обозначено как SN 1054. Компактный объект, образовавшийся после взрыва, находится в центре Крабовидной туманности и представляет собой нейтронную звезду.

Другие туманности могут образовывать планетарные туманности. Это заключительный этап жизни маломассивной звезды, такой как Солнце Земли. Звезды с массой до 8-10 солнечных масс эволюционируют в красных гигантов и медленно теряют внешние слои во время пульсаций в своих атмосферах. Когда звезда теряет достаточно материала, ее температура повышается, и излучаемое ею ультрафиолетовое излучение может ионизировать окружающую туманность, которую она выбросила.Туманность состоит на 97% из водорода и на 3% из гелия со следами материалов.

В прошлом галактики и звездные скопления также назывались «туманностями», но не сейчас. Туманности можно отсортировать по тому, как они выглядят и почему мы их видим.

Области звездообразования и диффузные туманности [изменить | изменить источник]

Большие области ионизированного газообразного водорода производятся областями звездообразования. Туманности часто являются областями звездообразования, например, в комплексе Ориона. В этих регионах гравитация сближает газ и пыль.Материал слипается, образуя большие массы, которые притягивают еще больше вещества. В конце концов, он стал достаточно массивным, чтобы образовались звезды. Оставшийся материал может образовывать планеты и другие объекты планетных систем.

Эмиссионные туманности / области H II [изменить | изменить источник]

Эмиссионные туманности светятся собственным светом. Их часто называют областями H II, потому что именно ионизированный водород заставляет их светиться. Обычно газы в эмиссионной туманности ионизированы. Это заставляет их излучать свет и инфракрасное излучение.

Отражательные туманности [изменить | изменить источник]

Отражательные туманности отражают свет ближайших звезд.

Темные туманности [изменить | изменить источник]

Темные туманности не излучают и не отражают свет. Они блокируют свет от далеких звезд.

Планетарные туманности довольно распространены, потому что они созданы красными гигантами в конце своей жизни. Эти звезды обычно становятся белыми карликами, оставляя после себя расширяющийся шар ионизированного газа, который мы видим примерно круглой яркой туманностью.

Сверхновая происходит, когда звезда большой массы достигает конца своей жизни. Когда ядерный синтез в ядре звезды прекращается, звезда коллапсирует и взрывается. ^[4] Расширяющаяся газовая оболочка образует остаток сверхновой. Крабовидная туманность — это остаток сверхновой, которая, вероятно, взорвалась в 1054 году нашей эры. Световое и рентгеновское излучение от остатков сверхновой происходит из ионизированного газа. Существует огромное количество радиоизлучения, называемого синхротронным излучением. ^[4] Это излучение происходит от высокоскоростных электронов, колеблющихся в магнитных полях.

↑ «облако» с латыни; пл. туманностей , туманностей или туманностей . Nebula, Интернет-словарь этимологии
↑ Кеннет Глин Джонс 1991. Туманности Мессье и звездные скопления. Издательство Кембриджского университета. p1 ISBN 0521370795
↑ Харрисон, Т.Г. (Март 1984 г.). «Туманность Ориона — где она находится в истории». Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества . 25 (1): 70–73. Bibcode: 1984QJRAS..25 … 65H.
↑ ^4.0 ^4,1 Шу Ф.Х. 1982. Физическая вселенная . Милл-Вэлли, Калифорния: Научные книги университета. ISBN 0-935702-05-9

Nebula 12091, автор EyeOfGalyx на DeviantArt

Имя : Nebula
ID : 12091

Пол : Женский

Генотип : ee / Aa / nSn / nSn / nSn
Фенотип : Frosted Faded Spectrum Silver Soil Pangare
Free Marks : xx
Tail : Standard

Mutations : Dactyl

000 9000 Healthy Bior4hythm Health Статус : Омега

Базовое обучение? нет
Глаз Галикса? №

Стая: Байки из зеленого дерева

Соратники :
— Cosmo 114
Tack : xx
Способность к дыханию : xx

Личность : Тихий, застенчивый ящер, который старается держаться особняком.Пацифистка, она предпочитает оставить охоту на самых дерзких членов своей стаи и вместо этого проводить время, собираясь вместе. Благодаря дополнительному набору пальцев она может эффективно рыть норы, выкапывая драгоценные камни и сокровища, в то время как остальная часть стаи схватывает Сильвербэков на расстоянии.

—————————————— SSS: Неизвестно

— —————————————- SSD: Borealis 467 —— ———————————— Паспорт безопасности данных: Берри 2302 ———- ——————————— SDD: Verda 4830

————- —————————— DSS: Неизвестно

—————- ————————— DSD: Неизвестно

——————— ———————- DDS: Такер 6921 ———————— —————— DDD: Неизвестно

Дизайн: Gusteon

Генератор имен Bugbear — Dungeons & Dragons

К мобильной версии
Дом	Фантастические имена	Настоящие имена	географических названий
Поп-культура	Другие названия	Описания	Другой род.
Контакт	Около	Помощь сайту	Спасибо

Дом
Фантастические имена
▼
Имена пришельцев
Amazon Имена
Имена ангелов
Названия видов животных
Аниматронные имена
Имена персонажей аниме
Имена Anthousai
Апокалипсис / Имена мутантов
Имена искусственного интеллекта
Имена бандитов
Имена банши
Имена варваров
Имена василисков
Имена птиц
Имена Bluecap
Имена охотников за головами
Имена Брауни
Люди-кошки / Имена Некодзин
Имена пещерных людей
Имена Кентавров
Имена рождественских эльфов
Имена василисов
Кодовые названия
Имена ковбоев / девочек
Cyberpunk (Ник) Имена
Имена темных эльфов
Имена смерти
Имена червя смерти
Имена демонов
Имена детективов
Драцены Имена
Имена драконов
Имена драконов (китайские)
Имена драконов
Имена дриад
Имена гномов
Имена элементалей
Имена эльфов
Имена энтов / древовидных существ
Злые имена
Имена Волшебного двора
Сказочные имена
Фэнтезийные имена животных
Имена фантастических существ
Имена фэнтезийных рас
Фэнтези Фамилии
Фурсона Имена
Футуристические имена
Имена горгульи
Genie Имена
Классификация призраков
Имена призраков / духов
Имена гулей
Имена гигантов
Имена гноллов
Имена гномов
Имена гоблинов
Имена богов и богинь
Имена големов
Имена Горгоны
Graeae Names
Имена Грифона
Имена Grootslang
Имена хранителей
Имена полуэльфов
Имена полуорков
Имена гарпий
Имена адских гончих
Имена хоббитов
(Героический) Имена лошадей
Hydra Имена
Имена Ifrit
Имена бесов
Шакалопы и вольпертинги
Имена Jotunn
Имена кайдзю
Имена убийц
Имена кицунэ
Имена рыцарей
Имена кобольдов
Имена Lamia
Имена легендарных существ
Имена личей
Имена лизардфолков
Имена безумных ученых
Magic User Names — Новинка!
Имена Манананггал
Имена мантикоры
Механические имена
Средневековые имена
Имена русалок / русалок
Имена Минотавров
Зеркальные двойные имена
Имена монстров
Имена лунных кроликов
Morgen Names
Имена видов мутантов
Имена нагов
Имена некромантов
Имена нефилимов
Имена ниндзя и убийц
Не-магические имена пользователей
Имена норвежских воронов
Имена нимф
Огр Имена
Имена орков
Имена Пегаса
Домашние животные / компаньоны>
Иностранцы
Амфибии
Летучие мыши
Медведи
Птицы
Хищные птицы
Кошки и представители семейства кошачьих
Коровы
Крабы
Олень
Собаки и клыки
Слоны
Рыба
Лошади
Насекомые
Большие кошки
Морские млекопитающие
Мыши и крысы
Обезьяны
Совы
Попугаи
Свиньи
Кролики
Рептилии
Грызуны
Овца
Черепахи
.

Названия туманности: Список планетарных туманностей — это… Что такое Список планетарных туманностей?