Туманности и скопления звезд - Мои статьи - Каталог статей - Новости Астрономии
Воскресенье, 11.12.2016, 12:53
Приветствую Вас Гость

НОВОСТИ АСТРОНОМИИ ASTRO37ReG

Каталог статей

Главная » Статьи » Мои статьи

Туманности и скопления звезд
Введение.
Для людей далекого прошлого Вселенная была, если и не всегда безопасным, но и все же устойчивым миром, созданным, казалось бы, единственно для удобства рода человеческого. Едва ли человек тогда сомневался, что его обитель - Земля - занимает главенствующее, центральное положение, тогда как Солнце оправдывает свое существование, снабжая человечество светом и теплом. Сверкающие звезды, прикрепленные к вращающейся небесной сфере, рассматривались как элементы космической мозаики, предназначенной для украшения ночи.
Вполне естественно было также, что детали небесного пейзажа стали отождествляться с героями мифологии; это отождествление сохранилось до нашего времени в виде названий групп звезд или созвездий. С течением времени легенды, отражающие самые первые попытки установить свое место в окружающем мире, сменились объективными исследованиями неба.
Астроном-исследователь обнаружил, что Вселенная - это сокровищница, полная открытий. В ходе истории были открыты объекты всевозможных видов - не только одиночные звезды, но также скопления звезд и облака из газа и диффузного вещества. Эти облака, видимые невооруженным или вооруженным глазом через мощный телескоп, представляют собой туманности. Также в виде туманностей нам представляются далекие галактики.
Картинка 2 из 1521
Звездные скопления.
Звезды – громадные сферические сгущения плотного и горячего ионизированного газа (плазмы), способные к самопроизвольному свечению за счет энергии, берущейся от протекающих в недрах этих объектов термоядерных реакций.
Звезды распределены в пространстве неравномерно. Иногда они образуют группы, которые в зависимости от размеров и степени концентрации звезд к центру делятся на скопления и ассоциации.
Звездные скопления – это группы звезд, связанных между собой силами притяжения и общностью происхождения. Они насчитывают от нескольких десятков до сотен тысяч звезд.
Все скопления разделяют на рассеянные и шаровые. Различие между ними в основном определяется массой и возрастом этих образований.
Рассеянные скопления.
Рассеянные звездные скопления объединяют десятки и сотни, редко тысячи звезд. Размеры их обычно составляют несколько парсек. Концентрируются к экваториальной плоскости Галактики. Скорости их относительно Солнца не велики, порядка 10 – 12 км/с, потому что вместе с ними они принимают участие во вращении Галактики. Звезды рассеянных звездных скоплений сходны по химическому составу с Солнцем и другими звездами галактического диска. Примеры рассеянных звездных скоплений – Плеяды и Гиады в созвездии Тельца. В нашей Галактике известно более 1000 звездных скоплений. Однако, согласно совершенным исследованиям их, вероятно, должно быть раз в 20 больше: далеко от Солнца мы можем обнаружить только самые яркие скопления; к тому же в галактической плоскости концентрируется и пыль, поглощающая свет и мешающая наблюдать далекие звезды.
Шаровые скопления.
Шаровые звездные скопления насчитывают сотни тысяч звезд, имеют четкую сферическую или эллипсоидальную форму с сильной концентрацией звезд к центру. Размер их вместе с коронами доходят до 100 – 200 парсек. Они принадлежат к сферической подсистеме. Скорости их относительно Солнца около 100км/с. По химическому составу они отличаются от звезд рассеянных скоплений меньшим содержанием всех элементов тяжелее гелия. Все шаровые звездные скопления расположены далеко от Солнца, и даже ближайшие из них видны лишь в бинокль. В Галактике известно сейчас 130 шаровых звездных скоплений, а всего их около 500.
Еще о звездных скоплениях.
Важнейшими характеристиками рассеянных и шаровых скоплений являются построенные для составляющих их звезд диаграммы «спектр – светимость», которые в случае скоплений обычно строят в координатах «цвет – звездная величина». На диаграмме рассеянных звездных скоплений могут присутствовать все звезды главной последовательности, включая и самые яркие. У шаровых скоплений верхняя часть главной последовательности отсутствует.
Наблюдаются звезды, лишь начиная спектрального класса G. Более яркие звезды расположены вправо и вверх от главной последовательности, образуя ветви гигантов и субгигантов.
Характерной особенностью шаровых скоплений является также наличие горизонтальной ветви.
Шаровые скопления, по – видимому, образовались из огромных газовых облаков на ранней стадии формирования Галактики, сохранив их вытянутые орбиты.
Образование рассеянных скоплений началось позднее из газа, «осевшего» к плоскости Галактики и уже обогатившегося тяжелыми элементами, которые попали в межзвездную среду из недр быстро эволюционирующих массивных звезд предыдущего поколения при их вспышках. В наиболее плотных облаках газа образование рассеянных скоплений продолжается и сейчас. Поэтому возраст рассеянных звездных скоплений не одинаков, тогда как возраст больших шаровых скоплений примерно одинаков и близок к возрасту Галактики (10 – 15 млрд. лет).

Туманности.
Туманности - это небесные объекты, которые в отличие от звезд выглядят как пятна. Наиболее яркие из них видны невооруженным глазом (туманность Андромеда и туманность Ориона). Далекие туманные объекты - туманности были замечены астрономами еще в XVII веке. О знаменитой туманности Андромеды впервые упомянул современник Галилея С.Мариус в 1612 году. Французский астроном Ш.Мессье, известный своими открытиями комет, чтобы наблюдатели не путали кометы с туманностями (схожесть можно было наблюдать 20-26 марта 1996 года на примере кометы ХИЯКУТАКЕ), составил первый список туманностей, содержавший около 100 объектов, но лишь в 20-x годах нашего века удалось установить, что некоторые туманности - это гигантские звездные системы,
находящиеся далеко за пределами нашей Галактики - Млечного Пути. В каталоге были собраны все виды и классы туманностей, но классифицированы они не были. Ниже будет приведен вариант современной классификации туманностей.
Все туманности делятся на галактические и внегалактические. Детальная классификация внегалактических туманностей (галактик) была предложена Б. А. Воронцовым-Вильяминовым. Галактиками называются гигантские звездные системы,
расположенные вне пределов нашей Галактики (системы Млечного Пути). Они состоят из звезд, количество которых может достигать десяти триллионов штук; облаков газа и пыли, пронизанных магнитными и гравитационными полями, электромагнитным излучением, потоками заряженных частиц.
С помощью крупнейших в мире телескопов зарегистрированы многие и многие миллиарды галактик. Около 90% от общего числа галактик объединены в скопления. Формы и размеры галактик очень разнообразны, однако можно выделить несколько основных их морфологических типов: эллиптические, спиральные, линзообразные, неправильные и карликовые.
Галактики, ставшие впоследствии спиральными, образовались из газовых облаков, обладавших заметными моментами количества движения - запасами вращения - и центральными сгущениями.
Не вращающиеся облака газа породили эллиптические галактики. Неправильные галактики также образовались из облаков газа, обладавших запасом вращения, но не имевших сгущений в центре.
В центрах нескольких десятков галактик обнаружены сверхмассивные черные дыры. Их массы превышают миллион масс Солнца.
Далее будут классифицированы галактические туманности.
Галактические туманности представляют собой облака межзвездной пыли и газов, освещенные яркими соседними звездами. Все эти туманности находятся в нашей Галактике.
Галактические туманности делятся на газовые и пылевые. Газовые туманности - это облака межзвездного газа, светящегося отраженным светом или в результате возбуждения горячими звездами.
Пылевые (темные) туманности - это облака межзвездной пыли, или выглядящие темными пятнами на фоне более удаленных светлых туманностей, или закрывающие свет далеких звезд. Пример, соответствующий первому случаю - туманность Конская Голова, в созвездии Ориона. Пример. соответствующий второму случаю - туманность Угольный Мешок, скрывающая центр нашей Галактики.
Из класса пылевых туманностей выделяются глобулы - очень компактные и очень плотные пылевые туманности, из которых формируются звезды.
Газовые туманности, как и звёзды, в основном состоят из водорода. Кроме того, в них есть другие химические элементы - гелий, азот, кислород и более тяжелые. Размеры туманностей огромны: от одного края до другого свет идет несколько лет, а общая масса туманности обычно составляет десятки, сотни, а иногда и тысячи масс Солнц. Газовые туманности делятся на: диффузные, планетарные, водородные и газопылевые.
Диффузные туманности - это облака разреженного газа очень большого размера, в которые погружены освещающие их звезды, возможно общего с ними происхождения. Эти туманности получили свое название из-за сходства со светящимися пятнами, растекающимися (диффундирующими) по окружающему черному фону. Классический пример диффузной туманности - туманность Ориона.

Планетарные туманности возникают в результате взрыва Сверхновой взрывающаяся (в конце своего жизненного пути звезда) и представляют собой сброшенную взрывом оболочку звезды. Эта оболочка светится под воздействием излучения слабой, но очень горячей центральной звезды. Выглядят эти туманности подобно планетным дискам
видным в телескоп, отчего и получили свое название. Планетарные туманности состоят из газа, но они не являются ни планетами, ни настоящими туманностями, так что вряд ли можно было бы придумать для них менее удачное название, чем это общепринятое. Наиболее известна Кольцевая туманность в созвездии Лиры, открытая в 1779 году. Она состоит из центральной звезды, окруженной газовой оболочкой. Все планетарные туманности расширяются. Но некоторые планетарные туманности имеют неправильную форму. Например - Крабовидная туманность, образовавшаяся в результате взрыва Сверхновой 1054 года, занесенная, кстати, в каталог Мессе под номером 1.
Водородные туманности состоят из чистого водорода. Водород излучает невидимые лучи, и поэтому, не/смотря на огромные размеры, эти туманности были открыты только в 1945 Г. А. Шайном.
Газопылевые туманности сходны с водородными, но включают в свой состав пыль, и тоже были открыты Г. А. Шайном.
Еще немного о туманностях.
Существуют еще несколько видов туманностей.
Отражательные туманности.
Отражательные туманности были открыты Слайфером, который в 1913 году наблюдал спектр туманностей в Плеядах. В этих туманностях свет звезды отражается мелкими пылевыми частицами. Большая часть таких туманностей освещается горячими голубыми звездами высокой светимости. Туманности также являются голубыми; по-видимому, они даже голубее, чем освещающие их звезды, т.к. свет звезды, проходя через облака из очень маленьких пылевых частиц, краснеет; следовательно, рассеянный отражающими туманностями свет
(Отражательная туманность в скоплении Плеяд) кажется голубее.
Существуют, наконец, туманности, представляющие собой конечный продукт звездной эволюции. Среди них наиболее известна Крабовидная туманность. Почти все прочие объекты такого типа имеют значительно больший возраст, и поэтому их особенности не так отчетливо выражены. В любом случае Крабовидная туманность - с необычайным пульсаром в центре - представляется исключительным объектом.

Заключение.
Звездные скопления и туманности представляют нам удивительную картину неба.
Ученые предполагают, что Вселенная сильно запылена. К сожалению, обнаружить облака диффузного вещества можно только в том случае, когда они освещаются лучами звезд (газовые туманности) или когда закрывают от глаз астрономов известные звездные объекты. На сегодняшний день описано не более 0.05% всех газовых и пылевых облаков, существование которых вполне возможно, если исходить из современных представлений о распределении вещества во Вселенной. Понятно, что поиск туманностей ведется исключительно в пределах нашей Галактики. В других звездных системах непременно существуют туманности из диффузного вещества, но обнаружить их при нынешнем уровне техники невозможно.

Картинка 8 из 1521
Раньше считалось, что шаровые звездные скопления старые и скучные обитатели Вселенной. Неожиданно выяснилось, что многие из них молоды.

В большей части Галактики звезды разбросаны, словно сельские дома на равнине. Разделенные громадными расстояниями, они живут почти независимо друг от друга. Однако некоторые области Галактики больше похожи на города. Речь идет о шаровых звездных скоплениях - группах из миллионов звезд, сосредоточенных в объеме, который в других местах приходится на одну звезду. Примерно в двухстах из них находятся некоторые из самых старых звезд пашей Галактики, а молодых светил там вообще не видно. Нередко астрономы сравнивали такие скопления с историческими районами старых городов, подобных Риму и Стамбулу, которые сформировались очень давно и с тех пор мало изменились.
По крайней мере, так привыкли думать астрономы, вечно занятые составлением карты Вселенной. Но недавно зоркий глаз телескопа «Хаббл» заметил огни новых звездных городов, полных кипучей деятельности. Такие шаровые звездные скопления, по-видимому, формируются при столкновениях галактик. Это открытие поможет астрономам узнать, когда возникли и как эволюционируют массивные галактики.
Шаровые скопления весьма распространены и присутствуют почти во всех галактиках. За редкими исключениями звезды каждого такого скопления имеют почти одинаковый возраст и состав. Это значит, что они появились в ходе вспышек звездообразования -- одновременного рождения большого числа звезд в небольшой области пространства. В Млечном Пути этот процесс совпал с образованием самой Галактики, поэтому, изучая шаровые скопления, астрономы определяли возраст Вселенной и уточняли картину формирования галактик. Шаровые скопления Млечного Пути разбросаны по сферическому объему, простирающемуся далеко за пределы диска, в котором сосредоточено большинство звезд. По-видимому, Галактика когда-то имела шарообразную форму, но существенно сплющилась уже на начальном этапе своей эволюции.
Тот факт, что шаровые скопления Млечного Пути имеют почтенный возраст, сильно повлиял на изучение таких скоплений вообще. Что подумали бы марсиане, попавшие при высадке на Землю в дом престарелых, где живут одни восьмидесятилетние старики? Не видя других людей, они решили бы, что за последние 80 лет на нашей планете не родился ни один человек. Похожим было положение в астрономии в начале 1990-х гг. Большинство моделей происхождения шаровых звездных скоплений строилось на основе представлений об условиях, существовавших на раннем этапе эволюции Вселенной, исходя из предположения, что их формирование закончилось в далеком прошлом.

Слияние галактик порождает звездные скопления
Около 10 лет назад авторы предложили несколько иную модель и независимо от Francois Schweizer высказали предположение, что процесс формирования шаровых скоплений, возможно, продолжается и теперь, а отсутствие молодых скоплений - всего лишь артефакт, обусловленный ограниченностью наблюдений. Пусть в нашей Галактике все шаровые скопления действительно стары, но как обстоит дело в других галактиках? Не идет ли формирование таких скоплений всегда, когда позволяют условия? Например, при столкновении двух спиральных галактик, содержащих много газа, из которого формируются новые звезды. Хотя галактики обычно разделены колоссальными расстояниями, все же наблюдаются случаи их столкновения. Нет нужды говорить, что они сопровождаются драматическими событиями. Слияние двух спиральных галактик часто порождает вспышки звездообразования -большие кратковременные всплески рождаемости звезд. Эта «коллизия» способна изменить и форму сталкивающихся галактик: в результате слияния двух спиральных галактик может образоваться одна эллиптическая галактика. Впрочем, раньше астрономы сомневались в этом. Их скептицизм опирался на тот факт, что в эллиптических галактиках больше шаровых звездных скоплений, чем в спиральных такой же массы. При простом суммировании двух спиралей количество шаровых скоплений на единицу массы галактики должно остаться прежним. Но если сам процесс слияния ведет к образованию новых шаровых скоплений, то их избыток объясним.
Картинка 19 из 1521
Для проверки нашей модели нужно было узнать, нет ли недавно сформировавшихся шаровых скоплений в богатых газом галактиках. Провести соответствующие наблюдения помог «Хаббл». Он позволил разглядеть н отдаленных галактиках отдельные звездные скопления. Наблюдая за галактиками, в которых происходят вспышки звездообразования, «Хаббл» обнаружил массивные и плотные молодые звездные скопления, сформировавшиеся в областях интенсивного звездообразования. По размерам и массам они близки к звездным скоплениям Млечного Пути. Значит, столкновения галактик могут приводить к формированию не только новых звезд, но и новых шаровых звездных скоплений.
Но как убедиться, что эти звездные скопления действительно являются молодыми аналогами тех, что имеются в нашей Галактике? Продолжая пример с марсианами, которые сначала были знакомы только с восьмидесятилетними землянами, можно сказать, что, увидев группу детей, они стали бы искать доказательства того, что старики и дети относятся к одному биологическому виду.

Чтобы установить родство старых и молодых шаровых звездных скоплений, нужно было обнаружить две популяции скоплений разного возраста в одной из старых эллиптических галактик. Если такая галактика образовалась в результате слияния спиральных галактик, то она должна содержать как старые шаровые скопления, существовавшие ранее в исходных спиральных галактиках, так и более молодые, возникшие в процессе слияния. Согласно разработанной нами модели, эллиптическая галактика должна включать в себя примерно одинаковое количество и тех, и других скоплений.
Авторы предположили, что два вида шаровых скоплений можно различить по цвету. Звезды в молодых скоплениях должны содержать много тяжелых химических элементов, поскольку сформировались из газа, который «загрязнился» ими при взрывах сверхновых. А вот звезды большинства старых шаровых скоплений в спиральных галактиках вроде нашей сравнительно бедны тяжелыми элементами. А чем больше тяжелых элементов содержится в звезде, тем более красный цвет она имеет, что обусловлено характером происходящих в ней процессов. Ядерный синтез в центре звезды создает излучение, поглощаемое внутри светила газом, давление которого не даст звезде сжиматься под действием собственного тяготения. Когда тяжелых элементов много, газ интенсивнее поглощает излучение, что позволяет поддерживать баланс тяготения и давления при более низкой температуре, соответствующей красному оттенку.
Результаты анализа цвета шаровых скоплений в эллиптических галактиках подтверждают существование бимодального распределения. В большинстве исследованных систем четко выявляются две популяции шаровых звездных скоплений - «голубая» и «красная», что подтверждает связь слияния галактик с образованием шаровых звездных скоплений.
Другим доказательством родства старых и молодых шаровых скоплений могло бы стать обнаружение скоплений промежуточного, «среднего» возраста. Труд! юсть в том, что они мало чем отличаются от старых. Яркие молодые скопления состоят из массивных звезд, которые быстро эволюционируют и быстро умирают, после чего развитие скопления замедляется. В результате различие между шаровыми звездными скоплениями промежуточного возраста и старыми оказывается незначительным, и распознать их по содержанию тяжелых элементов очень трудно.
Все же астрономы нашли шаровые скопления промежуточного возраста в нескольких эллиптических галактиках. Группа ученых из Южно-европейской обсерватории в Германии и из обсерватории Мюнхенского университета обнаружила большую популяцию шаровых звездных скоплений в довольно обычной эллиптической галактике. Сотрудники Института космического телескопа сосредоточили свои исследования на эллиптических галактиках, в которых, благодаря их несколько возмущенной форме (свидетельствующей, что они еще не достигли полной зрелости) и наличию более молодых звезд ожидалось присутствие шаровых звездных скоплений промежуточного возраста. Результаты детальных наблюдений подтвердили это предположение.

Сюрпризы плотности
Итак, установлено, что существуют шаровые звездные скопления всех возрастов: молодые - возрастом от нескольких миллионов до нескольких сотен миллионов лет (в сливающихся галактиках), среднего возраста - несколько миллиардов лет, старые - возрастом около 12 млрд. лет (только они были известны ранее). Некоторые результаты детального их изучения оказались неожиданными.
Картинка 22 из 1521
Плотность газа в областях вспышек звездообразования в 100-1000 раз больше, чем в типичных спиральных галактиках. Высокое давление сжимает газ до плотности, необходимой для формирования звезд. В диске нашей Галактики формирование звезд больше
не приводит к рождению шаровых скоплений: давление газа слишком мало. С другой стороны, рождение звезд на раннем этапе истории Вселенной вызывало нагрев облаков газа в карликовых и спиральных галактиках, что приводило к повышению давления. Именно это может быть причиной существования шаровых звездных скоплений в карликовых галактиках и во внешних областях спиральных галактик, избежавших крупных слияний. (Претерпев такое слияние, они бы уже не были карликовыми или спиральными.)
Было сделано еще одно важное открытие: размеры недавно сформировавшихся шаровых звездных скоплений не связаны с их массами: более массивные скопления нисколько не крупнее, они просто плотнее. Этого
никто не ожидал. Обычно чем больше масса объекта, связанного силой тяготения - такого как звезда или планета, -тем больше его размер. Но у молодых звездных скоплений это не так. На сегодня лучшее объяснение обнаруженного парадокса следующее: вначале скопления меньшей массы имеют меньшие размеры, по затем теряют часть звезд, и потеря массы ослабляет силы тяготения, в результате чего скопление расширяется.
Но интереснее всего то, что древние шаровые звездные скопления могут служить отличным инструментом для изучения истории космоса с эпохи Большого взрыва, когда формировались звезды и галактики, а более молодые скопления отражают эволюцию Вселенной до сегодняшнего дня.




Туманности



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 (см. ГАЛАКТИКИ). 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. См. также МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО

Картинка 27 из 1521

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


АТОМЫ ВОДОРОДА И ГЕЛИЯ В ГАЗОВЫХ ТУМАННОСТЯХ фотоионизуются ультрафиолетовым излучением центральной звезды. а – квант энергии поглощается атомом; б – электрон е с большой скоростью покидает атом; в – электрон захватывается ионом на один из верхних энергетических уровней с высвобождением некоторого кванта энергии; г – электрон переходит с одного уровня на другой, пока не достигнет самого нижнего, испуская при этом характерные кванты энергии.
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», оставаяс
Категория: Мои статьи | Добавил: MeRaBee (06.02.2011)
Просмотров: 1586 | Теги: скопления, звезд, Туманности | Рейтинг: 0.0/0
Всего комментариев: 0
Добавлять комментарии могут только зарегистрированные пользователи.
[ Регистрация | Вход ]
Форма входа
Поиск
Наш опрос
Вы считаете себя
Всего ответов: 23
Мини-чат
Астрофото сайта
Новые фото сайта
Новые статьи
[26.01.2012][Мои статьи]
Абсолютное гравитационное поле часть 2 (0)
[26.01.2012][Мои статьи]
Абсолютное гравитационное поле (0)
[26.01.2012][Мои статьи]
Скопление и сверхскопление галактик (0)
[26.01.2012][Мои статьи]
Мост Эйнштейна-Розена (0)
[26.01.2012][Мои статьи]
Бозон Хиггса - частица Бога часть 4 (0)
Статистика

Онлайн всего: 1
Гостей: 1
Пользователей: 0
Жизнь сайта
Google
Google2
 
Copyright MyCorp © 2016 | Бесплатный хостинг uCoz