ТУМАННОСТИ ГАЛАКТИЧЕСКИЕ
светящиеся
или тёмные облака межзвёздного газа и пыли (см. Межзвёздная среда).
Различают
диффузные Т. г., планетарные Т. г., остатки вспышек сверхновых звёзд
и Т. г. вокруг Вольфа - Райе звёзд.
Диффузные туманности. Диффузные
Т.< г. представляют собой светлые или тёмные образования неправильной
формы с угловыми размерами от неск. минут до неск. градусов. Подразделяются
на эмиссионные, спектры излучения к-рых состоят в основном из эмиссионных
линий; отражательные, имеющие непрерывный спектр со слабыми линиями поглощения,
и тёмные - плотные не светящиеся газово-пылевые облака, поглощающие излучение
светлого фона неба. Все три типа Т. г. образуются в газово-пылевых комплексах
в зависимости от наличия возбуждающих звёзд и их спектр. класса. Иногда
одна часть комплекса проявляется как эмиссионная Т. г., другая - как отражательная,
третья - как тёмная. Часто яркая эмиссионная Т. г. окружена более слабой
областью свечения газа (см. рис. 1) (рис. 1-7 см. на вклейке, табл.
XVII, стр. 368-369).
Эмиссионные Т. г.- это области НII
Отражательные Т. г. являются результатом
Тёмные Т. г. представляют собой плотные
Связь диффузных Т. г. со звёздами,
Размеры планетарных Т. г. достигают
Тонковолокнистые туманности - остатки
Генетич. связь звёзд и туманностей
Лит.: Воронцов-Вельяминов Б.
А
Б
В
Г
Д
Е
Ё
Ж
З
И
Й
К
Л
М
Н
О
П
Р
С
Т
У
Ф
Х
Ц
Ч
Ш
Щ
Ъ
Ы
Ь
Э
Ю
Я
(ионизованного водорода). Источником энергии их свечения являются
звёзды спектр. класса О (см. Спектральная классификация звёзд), имеющие
темп-ру поверхности 25 000-50 000 К и массу ок. 10 М
водород на расстоянии от неск. пс до десятков nc в зависимости
от плотности межзвёздного газа. Рекомбинационное излучение Н и Не, возбуждение
электронным ударом атомов О, S, N определяют оптический спектр эмиссионных
Т. г.: наблюдаются яркие спектр. линии бальмеровской серии, запрещённые
линии [ОII], [OIII], [NII], [SII] и др., слабый непрерывный спектр. В радиодиапазоне
туманности этого типа излучают тепловой непрерывный спектр, рекомбинационные
линии Н и Не, возникающие при переходах между очень высокими энергетическими
уровнями линии ОН, Н
Спицером (США), Б. Стрёмгреном (Швеция), М. Ситоном (Великобритания),
В. И. Проником (СССР). Структура и массы туманностей исследованы
сов. астрономами Г. А. Шайном и В. Ф. Газе. Темп-pa эмиссионных
Т. г.- ок. 8000 К. Наблюдается небольшое падение темп-ры с расстоянием
от центра возбуждения к периферии. Плотность газа 10-1000 атомов в см3
(10-23-10-21 г*см-3), плотность
пыли (по массе) в среднем в 100 раз меньше. Пыль и газ перемешаны,
однако наблюдаются флуктуации плотности. Массы отд. туманностей - от 1
M
разных типов и разной яркости; массы больших комплексов достигают сотен
и тысяч М
и
окружающим газом (областью нейтрального водорода HI) - резкая, толщина
переходного слоя - ок. 0,05 пс. Область НII расширяется под действием
давления горячего газа, резкая граница - ионизационный фронт - распространяется
по окружающему холодному газу. Локальные уплотнения межзвёздного газа огибаются
и "обжимаются" фронтом. Так образуются светлые и тёмные мелкомасштабные
структуры в эмиссионных Т. г.: глобулы, римы, вытянутые жгуты ("слоновые
хоботы"), кометообразные туманности.
отражения света ярких звёзд спектр. классов В5-В9 плотными газово-пылевыми
облаками (см. рис. 2). Свечение отражательных Т. г. по спектру подобно
свету освещающих их звёзд. Отражательные Т. г. меньше и слабее по яркости,
чем эмиссионные; их светимости в десятки раз меньше светимости звезды.
Если отражательная Т. г. освещена звездой спектр. класса BI, на отражённый
спектр звезды накладываются эмиссионные линии свечения газа самой туманности.
газово-пылевые облака, вблизи к-рых нет возбуждающих или освещающих звёзд.
Они видны на фоне Млечного Пути или другой, светлой туманности как тёмные
образования. Наиболее плотные тёмные Т. г. наз. "угольными мешками". Физ.
условия и кинематика туманностей этого типа исследовались по наблюдениям
межзвёздных линий поглощения атомов CaII, NaI, CaI, KI, TiII, FeII и молекул
CN, CH, CHII и др. В 50-70-х гг. 20 в. тёмные Т. г. исследуются путём наблюдений
радиоизлучения HI в линии 21 см и радиолиний ОН, NH
около 102 - 104 молекул в см3.
согласно теоретич. исследованиям, имеет генетич. характер: в плотных газово-пылевых
комплексах происходит процесс конденсации звёзд из диффузной среды. Большие
комплексы (с массой 103 ... 104 М
гравитационной неустойчивости. Сжавшись до достаточной плотности, комплекс
разбивается на независимо сжимающиеся части, образуя конденсации протозвёзд.
Часть
гравитационной энергии затрачивается на нагревание протозвезды; после начала
ядерных реакций протозвезда становится обычной звездой, ионизует и освещает
несконденсировавшиеся остатки газа и пыли, образуя диффузные туманности.
В 70-е гг. 20 в. получены нек-рые наблюдательные подтверждения этой точки
зрения: обнаружены холодные плотные молекулярные облака (темп-pa ок. 5
К; ср. плотность молекулярного водорода 104 молекул в см3,
достигает 107 молекул в см3); обнаружены
компактные источники мазерного (ОН и Н
размером около 1...10 астрономических единиц с плотностью 106-107
молекул в см3, движущиеся друг относительно друга со
скоростями неск. км/сек. Согласно гипотезе советского астронома
И. С. Шкловского, в центре таких сверхплотных образований находятся протозвёзды,
инфракрасное излучение к-рых осуществляет "накачку" мазеров.
Планетарные туманности. Планетарные
Т. г.- это эмиссионные туманности, имеющие вид диска или кольца, небольшого
углового размера (от неск. секунд до неск. минут дуги). На рис.
3-4- две наиболее известные планетарные Т. г.- NGC6720 и NGC6853 (туманности
обозначаются сокращённым названием каталога и номером, под к-рым они в
каталоге записаны). В центре планетарной Т. г. находятся ядро -
звезда, породившая туманность и возбуждающая её свечение. Спектры ядер,
относящиеся либо к звёздам типа Вольфа - Райе с широкими эмиссионными линиями,
либо к ранним О-звёздам, свидетельствуют о темп-ре, достигающей 50 тыс.-100
тыс. К. Мощное ультрафиолетовое излучение горячего ядра является источником
энергии ионизации и возбуждения атомов в туманности. Самые яркие линии
в спектре свечения планетарных Т. г.- небулярные линии [OIII]. Кроме того,
наблюдается рекомбинационное излучение Н, Не, а также ударное возбуждение
линий [ОII], [NII], [NeIII], [NelV], [NeV], [SII], [SIII], [AIII] и др.
элементов. Результаты наблюдений планетарных Т. г. послужили материалом
для развития классич. астрофизич. методов определения темп-ры, плотности,
химического состава туманностей, определения темп-ры ядер (А. Боуэн, Л.
Адлер, Д. Мензел в США; М. Ситон в Великобритании). Темп-pa планетарных
Т. г. 10 000-20 000 К, плотность - неск. тыс. атомов в см3
(в ярких компактных туманностях - десятки тыс. атомов в см3);
наблюдается высокая степень ионизации элементов (выше, чем в диффузных
Т. г.). Степень ионизации падает от центра туманности к периферии. Планетарные
Т. г. вследствие давления горячего газа расширяются, скорость расширения
составляет 10-40 км/сек и возрастает к периферии. По мере расширения
падает поверхностная яркость туманностей; на этом основан метод оценки
расстояния до планетарных Т. г. ц их линейного размера.
0,1-1 nc; масса газа в средней туманности - ок. 0,1 М
планетарные Т. г. имеют ядра типа Вольфа - Райе, кольцеобразные - ядра
с непрерывным спектром, большие неправильные туманности - обычные звёзды
спектр. класса О. Это свидетельствует о том, что ядро существенно изменяется
за характерное время эволюции планетарной Т. г., составляющее десятки тысяч
лет. Согласно совр. теории звёздной эволюции, образование планетарных Т.
г. и их ядер есть закономерный процесс эволюции красных гигантов. На
поздней стадии эволюции красный гигант сбрасывает наружные слои, образуя
медленно расширяющуюся оболочку. "Обнажившаяся" горячая внутренняя часть
звезды сжимается и превращается в маленькое плотное горячее ядро планетарной
Т. г. На протяжении десятков и сотен тысяч лет ядро, постепенно остывая,
превращается в обычный белый карлик, а планетарная Т. г. рассеивается в
межзвёздной среде. Статистика и распределение в пространстве планетарных
Т. г., красных гигантов и белых карликов в основном подтверждают приведённые
представления об эволюции планетарных Т. г.
Остатки вспышек сверхновых звёзд.
Туманности этого типа - это тонковолокнистые эмиссионные туманности, как
правило симметричные, образовавшиеся в результате вспышки сверхновой звезды.
При вспышке сверхновой звезды выбрасывается существенная часть массы звезды,
составляющая ок. 1 М
при этом сферически-симметричная ударная волна распространяется по межзвёздному
газу. Через неск. сотен лет на месте вспышки наблюдаются т. н. молодые
остатки вспышки - отд. "клочья" выброшенного вещества (напр., Кассиопея
А) или волокнистая туманность (Крабовидная туманность). Спектр.
наблюдения показали, что молодые туманности - остатки сверхновых звёзд
- расширяются со скоростью неск. тыс. км/сек. Флуктуации плотности
межзвёздного газа при этом огибаются и обжимаются ударной волной, образуя
т. н. стационарные конденсации в молодых остатках. Ударная волна постепенно
тормозится, сгребая и выметая межзвёздный газ. На нек-рой стадии образуется
интенсивно высвечивающаяся оболочка (часть кинетической энергии вспышки
расходуется на нагревание, ионизацию, возбуждение газа). Через десятки
тысяч лет после вспышки наблюдаются "старые" остатки сверхновых (напр.,
1C 443, Петля в созвездии Лебедя) и тонковолокнистые сферически-симметричные
эмиссионные туманности малой поверхностной яркости. На рис. 5-6
приведены две наиболее известные туманности этого типа. Скорости расширения
последних достигают 20-100 км/сек. Наиболее яркие линии в оптич.
спектре остатков сверхновых звёзд Н
FeX и FeXIV в Петле в созвездии Лебедя и в туманности в созвездии Паруса.
вспышек сверхновых - являются мощными источниками синхротронного радиоизлучения
(синхротронный механизм радиоизлучения в астрономии был впервые применён
для объяснения излучения Крабовидной туманности). С развитием рентгеновской
астрономии большинство оптических туманностей этого типа отождествлено
с протяжёнными источниками мягкого рентгеновского излучения с тепловым
спектром. В нек-рых остатках сверхновых звёзд обнаружены пульсары, представляющие
собой звёздные остатки вспышки. Комплексные наблюдения туманностей в оптическом
радио- и рентгеновском диапазонах привели к следующим представлениям о
их природе. Внутренняя часть остатка сверхновой звезды - горячая плазма
низкой плотности ок. 0,1 частиц в см3 и с темп-рой 107-106
К. Оптич. туманности представляют собой тонкую оболочку на фронте ударной
волны высокой плотности - ок. 103 см3 и остывшую
до темп-ры ок. 104 К. Тонкие ажурные волокна образуются при
прохождении ударной волны по флуктуациям плотности межзвёздного газа. Масса
оптич. туманности определяется массой межзвёздного газа, "выметенного"
и ионизованного ударной волной, и достигает неск. M
газа, достигающая неск. десятков М0. Линейный размер тонковолокнистой туманности
достигает 20-40 nc, возраст - десятки и сотни тысяч лет. Скорость
расширения туманности падает с возрастом; после того как скорость расширения
уменьшается до средней скорости движения облаков межзвёздного газа - ок.
10 км/сек,- туманность рассеивается в межзвёздной среде.
Туманности вокруг звёзд Вольфа -
Райе
выделены в самостоят. тип туманностей
в сер. 60-х гг. 20 в. и представляют собой кольцевые эмиссионные туманности,
окружающие звёзды Вольфа - Райе. Известно 9 тонковолокнистых оболочеч-ных
туманностей, связанных с одиночными звёздами Вольфа - Райе типов WN5, WN6,
WN8. Самая яркая из них - NGC 6888 вокруг звезды HD 192163 (см. рис. 7).
Образование туманностей этого типа - результат взаимодействия звёздного
ветра с межзвёздным газом. Звёзды Вольфа - Райе выбрасывают ок. 10-4...10-5
M
ударная волна, распространяющаяся по окружающему газу. На определённой
стадии существенная часть кинетич. энергии выбрасываемого вещества высвечивается;
в это время наблюдается оболочечная туманность. Осн. линии оптич. спектра
туманности - бальмеровская серия Н, [ОII], [OIII], [NII], [SII]. С туманностями
этого типа связаны протяжённые радиоисточники с тепловым спектром. Кольцевые
туманности обычно наблюдаются на фоне диффузной туманности - обычной зоны
НII вокруг звезды Вольфа - Райе. Обнаружено расширение кольцевых туманностей
со скоростью 50- 100 км/сек.
в значительной степени определяет круговорот вещества во Вселенной. Звёзды
образуются путём конденсации из плотных облаков межзвёздного газа. В свою
очередь, звёзды в процессе эволюции выбрасывают в пространство часть вещества
(звёздный ветер, сбрасывание оболочек, взрывы сверхновых звёзд),
обогащённого
тяжёлыми элементами в результате ядерных реакций.
А., Газовые туманности и новые звезды, М.- Л., 1948; Пикельнер С. Б., Физика
межзвездной среды, М., 1959; Каплан С. А., Пикельнер С. Б., Межзвездная
среда, М., 1963; Шкловский И. С., Звезды: их рождение, жизнь и смерть,
М., 1975; Аллер Л., Лиллер У., Планетарные туманности, пер. с англ., М.,
1971. Т.А.Лозинская.