Planetarne meglice. Meglica Mačje oko. Vrste meglic Iz česa so sestavljene meglice v vesolju?

Meglica Helix v ozvezdju Vodnar je popolnoma vidna z Zemlje. V kozmičnem smislu se nahaja zelo blizu nas, na razdalji le 700 svetlobnih let. To je še ena planetarna meglica z belim palčkom v središču.

Meglica Crab je postala prva številka na seznamu vesoljskih predmetov, ki ga je sestavil francoski astronom iz XVIII. Stoletja Charles Messier. Meglica mu je bila neznana ostanek eksplozije supernove, ki so jo kitajski astronomi opazili leta 1054 našega štetja. V njej je pulsar, blazno vrtljiva mlada nevtronska zvezda.

Meglica Eskim je svetel in nenehno širijoč se oblak plina v ozvezdju Dvojčka. Pripada planetarnim meglicam - ker disk, ki ga obdaja, spominja na planete našega sončnega sistema, zvezda v njem pa je podobna Soncu. Morda bo smrt našega sistema čez milijarde let videti tako.

Meglica Laguna je meglica, ki tvori zvezde v ozvezdju Strelec in se nahaja na razdalji približno 5 tisoč svetlobnih let od nas. To lahko opazimo celo s prostim očesom, čeprav nas veliko takšnih predmetov skriva medzvezdni prah. Laguna se razteza čez 50 svetlobnih let in spada v vrsto emisije, tj. Meglice na osnovi plazme.

Meglica Tarantula je eden najbolj spektakularnih predmetov, ki ga opazujemo z južne poloble. Tarantula je emisijska meglica, ki tvori zvezde in se nahaja v ozvezdju Dorad iz galaksije Veliki Magelanov oblak. Njene dimenzije so preprosto neverjetne. Če bi bil od Zemlje na razdalji meglice Helix, bi pokrival polovico neba, od zenita do obzorja.

Meglica Sova je majhna planetarna meglica v ozvezdju Velika medvedka. Na splošno večino meglic pokliče Messierjev katalog ali Novi splošni katalog - NGS, le redki dobijo nepozabna imena. Meglica Sova je svojo dobila zaradi oddaljene podobnosti z glavo sove - sablastnega ovala z dvema pikčastima očesoma.

Trojna meglica je popolnoma neponovljiva. Sestavljen je iz treh glavnih vrst meglic - emisijske, roza, odsevne, modre in vpojne, črne. V njej je veliko "mikrobov" zvezd. Najverjetneje se je naš sončni sistem rodil iz podobnega predmeta.

Meglica Mačje oko se nahaja v ozvezdju Zmaja in ima eno najbolj zapletenih struktur vesoljskih predmetov, ki so nam znani. Slike Hubbla in Spitzerja kažejo, da je zvit v spiralo s številnimi pleksusi. Razlogi za to še niso jasni.

Meglica Orel je človeštvu predstavila eno najbolj impresivnih astronomskih fotografij - "Stebri stvarstva", območje rojstva novih zvezd. Po podatkih teleskopa Spitzer je to območje pred približno 6 tisoč leti uničila eksplozija supernove. Toda Orel se nahaja na razdalji 7 tisoč svetlobnih let od zemlje - in še tisoč let bomo lahko občudovali "Stebre".

Meglica Orion je najsvetlejša emisijska meglica, ki je na nočnem nebu jasno vidna s prostim očesom skoraj od koder koli na Zemlji, zato je pridobila neizmerno slavo. Leži tik pod Orionovim pasom, na razdalji približno 1300 svetlobnih let od Zemlje in se razteza 33 svetlobnih let.

Meglice poleg zgolj estetskih koristi opravljajo bistveno funkcijo - napolnjene so s težkimi elementi, ki spodbujajo življenjski cikel zvezd. Na tem seznamu so poleg najlepših tudi najbolj neverjetni primeri meglic.

Meglica emisijske črte in emisijska meglica ustvarjata svoj sijaj. Atomi vodika začnejo delovati z močno ultravijolično svetlobo zvezd. Nato vodik ionizira (izgubi elektron, ki oddaja foton).

Zvezde tipa O lahko ionizirajo plin v radiju 350 svetlobnih let. Meglico M17 je odkril de Chezot leta 1746, Charles Messier pa jo je ponovno odkril leta 1764. Nahaja se v Strelcu, imenujejo pa ga tudi meglice Labod, Omega, Podkve in Jastog. Neverjetno svetel in njegov roza sijaj je mogoče videti brez uporabe tehnologije v nizkih zemljepisnih širinah (navidezna velikost - 6). V njej so mlade zvezde, ki ustvarjajo regijo HII. Ionizirani vodik je odgovoren za rdečo barvo.

Infrardeča svetloba pomaga najti velike količine prahu, kar namiguje na aktivno tvorbo zvezd. V njej je kopica 30 zvezd, zasenčenih z meglico, ki v premeru zajema 40 svetlobnih let. Skupna masa je 800-krat večja od mase sonca.

M17 je oddaljen 5.500 svetlobnih let. Skupaj z M16 se nahaja v enem spiralnem kraku Rimske ceste (Strelec-Carinae).

Spektralna analiza. Za analizo spektralne sestave sevanja meglice se pogosto uporablja spektrograf brez rež. V najpreprostejšem primeru je v bližini žarišča teleskopa nameščena konkavna leča, ki konvergirajoči svetlobni žarek pretvori v vzporedni. Usmerjena je v prizmo ali difrakcijsko rešetko, snop razdeli na spekter, nato pa s konveksno lečo usmerimo svetlobo na fotografsko ploščo in tako dobimo ne eno sliko predmeta, temveč več - glede na število sevalnih linij v njegovem spektru. Podoba osrednje zvezde pa je raztegnjena v črto, saj ima neprekinjen spekter.
Spektri plinastih meglic kažejo črte vseh najpomembnejših elementov: vodika, helija, dušika, kisika, neona, žvepla in argona. Poleg tega sta vodik in helij, tako kot drugje v vesolju, veliko večja od drugih.
Vzbujanje atomov vodika in helija v meglici se ne pojavi na enak način kot v laboratorijski cevki za praznjenje plina, kjer jih tok hitrih elektronov, ki bombardirajo atome, prenese v višje energijsko stanje, nato pa se atom vrne v normalno stanje, ki oddaja svetlobo. V meglici ni energijskih elektronov, ki bi lahko s svojim vplivom vzbudili atom, tj. "Vrzite" njegove elektrone v višje orbite. V meglici so atomi "fotoionizirani" z ultravijoličnim sevanjem osrednje zvezde; energija prihajajočega kvanta zadostuje za odtrganje elektrona od atoma nasploh in mu omogoči, da leti v "prosti let". V povprečju traja 10 let, da se prosti elektron sreča z ionom, in spet se bodo združili (rekombinirali) v nevtralni atom in sprostili vezno energijo v obliki svetlobnih kvantov. Rekombinacijske emisijske črte opazimo v radijskem, optičnem in infrardečem območju spektra.
Najmočnejše emisijske črte v planetarnih meglicah pripadajo atomom kisika, ki so izgubili enega ali dva elektrona, pa tudi dušiku, argonu, žveplu in neonu. Poleg tega oddajajo takšne črte, ki jih v laboratorijskih spektrih nikoli ne opazimo, temveč se pojavijo le v pogojih, značilnih za meglice. Te vrstice se imenujejo "prepovedane". Dejstvo je, da je atom običajno v vznemirjenem stanju manj kot milijoninko sekunde, nato pa preide v normalno stanje in oddaja kvant. Vendar pa obstajajo nekatere ravni energije, med katerimi atom naredi prehode zelo "nejevoljno" in ostane v vznemirjenem stanju sekunde, minute in celo ure. V tem času v pogojih razmeroma gostega laboratorijskega plina atom nujno trči s prostim elektronom, ki spremeni svojo energijo, in prehod je izključen. Toda v izredno redki meglici vzbujeni atom dolgo časa ne trči z drugimi delci in končno pride do "prepovedanega" prehoda. Zato prepovedanih črt niso najprej odkrili fiziki v laboratorijih, ampak astronomi, ki so opazovali meglice. Ker teh črt ni bilo v laboratorijskih spektrih, so nekaj časa celo verjeli, da pripadajo neznanemu elementu na Zemlji. Želeli so ga poklicati "nebulij", vendar se je nesporazum kmalu razjasnil. Te črte so vidne v spektrih planetarnih in difuznih meglic. V spektrih takih meglic je tudi šibko neprekinjeno sevanje, ki izhaja iz rekombinacije elektronov z ioni.
V spektrogramih meglic, dobljenih s proreznim spektrografom, so črte pogosto videti lomljene in razcepljene. To je Dopplerjev učinek, ki kaže na relativno gibanje delov meglice. Planetarne meglice se običajno radialno širijo od osrednje zvezde s hitrostjo 20-40 km / s. Lupine Supernove se veliko hitreje širijo in pred seboj vznemirjajo udarni val. V difuznih meglicah namesto splošne širitve običajno opazimo turbulentno (kaotično) gibanje posameznih delov.
Pomembna značilnost nekaterih planetarnih meglic je razslojevanje njihovega monokromatskega sevanja. Na primer, sevanje posamično ioniziranega atomskega kisika (ki je izgubil en elektron) opazimo v velikem območju, na veliki razdalji od osrednje zvezde, in dvojno ionizirani (tj. Z izgubo dveh elektronov) sta kisik in neon vidna samo v notranjem delu meglice, neon ali kisik pa je viden le v osrednjem delu. To dejstvo je razloženo z dejstvom, da energijski fotoni, potrebni za močnejšo ionizacijo atomov, ne dosežejo zunanjih območij meglice, ampak jih absorbira plin že blizu zvezde.
Kar zadeva kemično sestavo, so planetarne meglice zelo raznolike: elementi, sintetizirani v notranjosti zvezde, nekateri so bili pomešani s snovjo zavržene lupine, drugi pa ne. Sestava ostankov supernove je še bolj zapletena: snov, ki jo izloča zvezda, je večinoma pomešana z medzvezdnim plinom, poleg tega pa imajo različni drobci istega ostanka včasih različne kemične sestave (kot v Kasiopeji A). Verjetno se ta snov vrže iz različnih globin zvezde, kar omogoča preizkušanje teorije evolucije zvezd in eksplozij supernove.

- to je vrste meglic... So čudovite, veličastne, očarljive in kljub temu, da jih je težko zaznati s teleskopom, opazovalci posvetijo veliko časa, da jih najdejo. So unikatni, vsak ni podoben drugemu. Dimenzije v vesolju so razmeroma majhne in so na kratki razdalji od nas (glede na astronomske vrednosti). Sestavljeni so predvsem iz vodika - 90% in helija - 9,9%. V okviru tega članka ne bomo upoštevali pripadnosti eni ali drugi posamezni meglici, naša naloga je drugačna. In naj ne rečem, ampak nadaljujem neposredno do točke.

1. Difuzna meglica

Meglica Difuzna laguna

Difuzne meglice za razliko od zvezd nimajo lastnega vira energije. Sijaj v njih je posledica vročih zvezd, ki so znotraj ali ob njem. Takšne meglice najdemo v večji meri na "vejah" galaksij, kjer poteka aktivno tvorjenje zvezd in so snov, ki ni vključena v sestavo zvezde.

Difuzne meglice so pretežno rdeče barve - to je posledica obilice vodika v njih. Zelena in modra barva nam pripovedujeta o drugih kemičnih elementih, kot so helij, dušik, težke kovine.

Te meglice vključujejo najbolj priljubljene in dostopne za opazovanje z napravami z majhno povečavo - meglica orion v ozvezdju Orion, ki sem ga omenil v članku.

Pogosto se imenujejo tudi difuzne meglice emisije.

2. Odsevna meglica

Meglica Odsev "Čarovničina glava"

Meglica Odsev ne oddaja lastne svetlobe. To je oblak plina in prahu, ki odbija svetlobo bližnjih zvezd. Tako kot difuzne meglice najdemo tudi odsevne meglice v območjih aktivnega oblikovanja zvezd. V večji meri imajo modrikast odtenek, ker razprši se bolje kot drugi.

Znanih meglic te vrste ni veliko - približno 500.

Nekateri viri odsevne meglice ne izpostavljajo ločeno, temveč jo uvrščajo med difuzijske meglice.

3. Temna meglica

Meglica Temna konjska glava

Ta meglica nastane zaradi prekrivanja svetlobe predmetov, ki se nahajajo za njo. To je oblak. Po sestavi je skoraj enak prejšnji odsevni meglici, razlikuje se le po lokaciji svetlobnega vira.

Običajno opazimo temno meglico skupaj z odsevno ali razpršeno. Odličen primer na zgornji fotografiji "Konjska glava" - tukaj temno območje blokira svetlobo iz veliko večje difuzne meglice za njim. V amaterskem teleskopu bo takšne meglice izjemno težko ali skoraj nemogoče videti. Vendar v mejah radijskih frekvenc takšne meglice aktivno oddajajo elektromagnetne valove.

4. Planetarna meglica

Planetarna meglica M 57

Morda najlepša vrsta meglice. Takšna meglica je praviloma rezultat konca življenja zvezde, tj. eksplozija in razpršitev plina v vesolje. Kljub temu, da zvezda eksplodira, se imenuje planetarna. To je posledica dejstva, da so takšne meglice ob opazovanju videti kot planeti. Večina jih je okrogle ali ovalne oblike. Luknja plina, ki se nahaja znotraj, je osvetljena z ostanki same zvezde.

Skupno je bilo odkritih približno dva tisoč planetarnih meglic, čeprav jih je samo v naši galaksiji Mlečna cesta več kot 20.000.

5. Ostanki supernove

Meglica Crab M 1

Supernova - to je močno povečanje svetlosti zvezde, ki je posledica njene eksplozije in sproščanja ogromne količine energije v vesoljsko okolje.

Na zgornji fotografiji je odličen primer eksplozije zvezde, kjer se izvrženi plin še ni pomešal z medzvezdno snovjo. Na podlagi kitajskih kronik je bila ta eksplozija ujeta leta 1054. Morate pa razumeti, da je razdalja do meglice Crab približno 3300 svetlobnih let.

To je vse. Meglic je le 5 vrst, ki jih morate poznati in jih znati prepoznati. Upam, da smo vam informacije posredovali v dostopni obliki in v preprostem jeziku. Če imate kakršna koli vprašanja - vprašajte, pišite v komentarjih. Hvala.

Meglice plina in prahu - paleta vesolja

Vesolje je pravzaprav skoraj prazen prostor. Zvezde zasedajo le majhen delček. Vendar je plin povsod prisoten, čeprav v zelo majhnih količinah. V glavnem gre za vodik, najlažji kemični element. Če iz medzvezdnega prostora na razdalji 1-2 svetlobnih let od Sonca "zajamete" navadno čajno skodelico (približno 200 cm3), bo vsebovala približno 20 atomov vodika in 2 atoma helija. V enaki prostornini običajni atmosferski zrak vsebuje 1022 atoma kisika in dušika.Vse, kar zapolni prostor med zvezdami znotraj galaksij, imenujemo medzvezdni medij. In glavna stvar, ki tvori medzvezdni medij, je medzvezdni plin. Dokaj enakomerno se meša z medzvezdnim prahom in ga prežemajo medzvezdna magnetna polja, kozmični žarki in elektromagnetno sevanje.

Iz medzvezdnega plina nastanejo zvezde, ki v poznejših fazah evolucije spet predajo del svoje snovi v medzvezdni medij. Nekatere zvezde, ko umrejo, eksplodirajo kot Supernove in vrnejo v vesolje pomemben del vodika, iz katerega so nekoč nastale. Toda veliko bolj pomembno je, da se med takšnimi eksplozijami odda velika količina težkih elementov, ki nastanejo v notranjosti zvezd zaradi termonuklearnih reakcij. Tako Zemlja kot Sonce sta se v medzvezdnem prostoru zgostila iz tako obogatenega plina z ogljikom, kisikom, železom in drugimi kemičnimi elementi. Da bi razumeli vzorce takega cikla, morate vedeti, kako se nove generacije zvezd zapored kondenzirajo iz medzvezdnega plina. Razumevanje oblike zvezd je pomemben cilj raziskav medzvezdne snovi.

Pred 200 leti so astronomi spoznali, da poleg planetov, zvezd in občasnih kometov na nebu opazujejo še druge predmete. Te predmete so zaradi meglenega videza imenovali meglice. Francoski astronom Charles Messier (1730-1817) je bil prisiljen izdelati katalog teh megličastih predmetov, da bi se izognili zmedi pri iskanju komet. Njegov katalog je vseboval 103 predmete in je bil objavljen leta 1784. Zdaj je znano, da je narava teh predmetov, najprej združenih v skupno skupino, imenovano "meglica", popolnoma drugačna. Angleški astronom William Herschel (1738-1822) je ob opazovanju vseh teh predmetov v sedmih letih odkril dva tisoč novih meglic. Izpostavil je tudi razred meglic, ki se mu je z vidika opazovanja zdel drugačen od ostalih. Imenoval jih je "planetarne meglice", ker so bile nekoliko podobne zelenkastim diskom planetov. Tako bomo upoštevali naslednje predmete: medzvezdni plin, medzvezdni prah, temne meglice, svetlobne meglice (samosvetleče in odsevne), planetarne meglice.

Približno milijon let po začetku širitve je bilo vesolje še vedno razmeroma homogena mešanica plina in sevanja. Ni bilo zvezd ali galaksij. Zvezde so nastale nekoliko kasneje kot posledica stiskanja plinov pod vplivom lastne gravitacije. Ta proces se imenuje gravitacijska nestabilnost. Ko se zvezda zruši v svojem izjemnem gravitacijskem vleku, se njene notranje plasti neprestano krčijo. To stiskanje vodi do segrevanja snovi. Pri temperaturah nad 107 K se začnejo reakcije, ki vodijo do tvorbe težkih elementov. Sodobna kemična sestava sončnega sistema je rezultat termonuklearnih fuzijskih reakcij, ki so se odvijale v prvih generacijah zvezd.

Faza, ko se material, ki se izloči med eksplozijo supernove, pomeša z medzvezdnim plinom in se skrči ter znova tvori zvezde, je najbolj zapletena in manj razumljiva kot vse druge stopnje. Prvič, sam medzvezdni plin je neenakomeren in ima motno, motno strukturo. Drugič, ovoj supernove, ki se širi z izjemno hitrostjo, pometa redčeni plin in ga stisne ter tako poveča nehomogenost. Tretjič, po sto letih ostanek supernove vsebuje več medzvezdnih plinov, ujetih na tej poti kot material zvezde. Poleg tega se snov nepopolno meša. Slika na desni prikazuje ostanek supernove v Cygnusu (NGC 6946). Verjamejo, da vlakna nastajajo s širjenjem lupin plina. Vidni so kodri in zanke, ki jih tvori ostanek žarečega plina, ki se širi s hitrostjo več tisoč kilometrov na sekundo. Lahko se pojavi vprašanje, kaj se na koncu konča vesoljni cikel? Zaloge plina se zmanjšujejo. Konec koncev večina plina ostane v zvezdah z majhno maso, ki tiho odmrejo in svoje snovi ne vržejo v okoliški prostor. Sčasoma se bodo njene zaloge tako izčrpale, da ne bo mogla nastati niti ena zvezda. Do takrat bodo Sonce in druge stare zvezde zamrle. Vesolje se bo postopoma potopilo v temo. Toda končna usoda vesolja je lahko drugačna. Širjenje se bo postopoma ustavilo in ga bo nadomestilo krčenje. Mnogo milijard let kasneje se bo Vesolje spet skrčilo do nepredstavljivo visoke gostote.

Medzvezdni plin

Medzvezdni plin predstavlja približno 99% mase celotnega medzvezdnega medija in približno 2% naše Galaksije. Temperatura plina se giblje od 4 K do 106 K. Medzvezdni plin oddaja tudi v širokem razponu (od dolgih radijskih valov do močnega sevanja gama). Obstajajo regije, kjer je medzvezdni plin v molekularnem stanju (molekularni oblaki) - to so najgostejši in najhladnejši deli medzvezdnega plina. Obstajajo regije, kjer medzvezdni plin sestavljajo nevtralni vodikovi atomi (H I regije) in regije ioniziranega vodika (H II regije), ki so svetleče meglice okoli vročih zvezd.

V primerjavi s Soncem medzvezdni plin vsebuje opazno manj težkih elementov, zlasti aluminij, kalcij, titan, železo in nikelj. Medzvezdni plin najdemo v vseh vrstah galaksij. Največ je v nepravilnih (nepravilnih), najmanj pa v eliptičnih galaksijah. V naši galaksiji je največ plina koncentrirano na razdalji 5 kpc od središča. Opažanja kažejo, da imajo medzvezdni oblaki poleg urejenega gibanja okoli središča Galaksije tudi kaotične hitrosti. Po 30–100 milijonih letih oblak trči z drugim oblakom. Nastanejo plinsko-prašni kompleksi. Snov v njih je dovolj gosta, da večini prodirajočega sevanja prepreči prehod v veliko globino. Zato je medzvezdni plin znotraj kompleksov hladnejši kot v medzvezdnih oblakih. Kompleksni procesi molekularne transformacije skupaj z gravitacijsko nestabilnostjo vodijo do pojava samo gravitacijskih grud - protozvezdnic. Tako bi se morali molekularni oblaki hitro (v manj kot 106 letih) spremeniti v zvezde. Medzvezdni plin ves čas izmenjuje snov z zvezdami. Ocenjuje se, da trenutno v Galaksiji plin v količini približno 5 sončnih mas na leto prehaja v zvezde.

Regija M 42 v ozvezdju Orion, kjer v našem času poteka aktiven proces nastajanja zvezd. Meglica se sveti, ko plin segreva vroče sevanje bližnjih svetlih zvezd. Torej, v procesu evolucije galaksij pride do kroženja snovi: medzvezdni plin -\u003e zvezde -\u003e medzvezdni plin, kar vodi do postopnega povečevanja vsebnosti težkih elementov v medzvezdnem plinu in zvezdah ter zmanjšanja količine medzvezdnega plin v vsaki od galaksij. Možno je, da bi v zgodovini Galaksije lahko nastale zvezde zamujale milijarde let.

Medzvezdni prah

Majhni trdni delci, raztreseni v medzvezdnem prostoru, so skoraj enakomerno pomešani z medzvezdnim plinom. Dimenzije velikih plinsko-prašnih kompleksov, o katerih smo govorili zgoraj, dosegajo več deset sto parsekov, njihova masa pa je približno 105 sončnih mas. Obstajajo pa tudi majhne goste plinske prašne tvorbe - globule velikosti od 0,05 do več pc in mase le 0,1 - 100 sončnih mas. Zrna medzvezdnega prahu niso sferična in so velika približno 0,1-1 mikrona. Sestavljeni so iz peska in grafita. Nastanejo v lupinah pozno rdečih velikanov in supergiganov, lupinah novih zvezd in zvezd supernove, v planetarnih meglicah blizu protozvezdnic. Ognjevzdržno jedro je oblečeno v ledeno lupino z nečistočami, ki pa jo zavije plast atomskega vodika. Zrna prahu v medzvezdnem mediju so razdrobljena zaradi trkov med seboj pri hitrostih, večjih od 20 km / s, ali obratno, držijo se skupaj, če so hitrosti manjše od 1 km / s.

Prisotnost medzvezdnega prahu v medzvezdnem mediju vpliva na značilnosti sevanja preiskovanih nebesnih teles. Prašni delci oslabijo svetlobo oddaljenih zvezd, spremenijo njeno spektralno sestavo in polarizacijo. Poleg tega prašni delci absorbirajo ultravijolično sevanje zvezd in ga pretvorijo v sevanje z nižjo energijo. Kot rezultat je postalo infrardeče, takšno sevanje opazimo v spektrih planetarnih meglic, območij H II, okolizvezdnih ovojnicah, Seyfertovih galaksijah. Na površini zrn prahu se lahko aktivno tvorijo različne molekule. Prašni delci so običajno električno nabiti in sodelujejo z medzvezdnimi magnetnimi polji. Prašnim delcem dolgujemo tak učinek, kot je kozmično maser sevanje. Nastane v ovojnicah poznih hladnih zvezd in v molekularnih oblakih (coni H I in H II). Ta učinek ojačanja mikrovalovnega sevanja "deluje", ko se veliko število molekul znajde v nestabilnem vzbujenem rotacijskem ali vibracijskem stanju in je potem dovolj, da en foton preide skozi medij, da povzroči plazovit prehod molekul osnovno stanje z minimalno energijo. Posledično vidimo ozko usmerjen (koherenten) zelo močan tok radijskih sevanj. Na sliki je prikazana molekula vode. Radijska emisija te molekule je pri valovni dolžini 1,35 cm, poleg tega pa na molekulah medzvezdnega hidroksilnega OH pri valovni dolžini 18 cm nastane zelo svetel maser, v lupinah hladnih zvezd, ki so v zadnji fazi zvezdne evolucije in se razvijajo proti planetarni meglici ...

Temne meglice

Meglice so področja medzvezdnega medija, ki v svojem sevanju ali absorpciji izstopajo na splošnem ozadju neba. Temne meglice so gosti (običajno molekularni) oblaki medzvezdnega plina in prahu, neprozorni zaradi medzvezdne absorpcije svetlobe s prahom. Včasih so temne meglice vidne neposredno na ozadju Rimske ceste. Takšne so na primer meglica Premogov vreča in številne globule. V tistih delih, ki so za optično območje polprozorni, je vlaknasta struktura dobro vidna. Vlakna in splošno raztezanje temnih meglic so povezani s prisotnostjo magnetnih polj v njih, ki ovirajo gibanje snovi po črtah magnetnega polja.

Svetle meglice

Odsevne meglice so oblaki plina in prahu, ki jih osvetljujejo zvezde. Primer takšne meglice so Plejade. Zvezdno svetlobo razprši medzvezdni prah. Večina odsevnih meglic se nahaja v bližini galaktične ravnine. Nekatere odsevne meglice so kometu podobne in se imenujejo komete. V glavi take meglice je običajno spremenljivka T Tauri, ki osvetljuje meglico. Redka vrsta odsevne meglice je "svetlobni odmev", opažen po izbruhu Nove 1901 v ozvezdju Perzej. Močan blisk zvezde je osvetlil prah in nekaj let je bila opažena šibka meglica, ki se je s svetlobno hitrostjo širila v vse smeri. Slika zgoraj levo prikazuje zvezdno kopico Plejade z zvezdami, obdanimi s svetlobnimi meglicami. Če je zvezda, ki je v meglici ali blizu nje, dovolj vroča, potem bo ionizirala plin v meglici. Nato plin začne žareti in meglica se imenuje samosvetleča ali meglica, ionizirana s sevanjem.

Najsvetlejši in najbolj razširjeni ter najbolj preučeni predstavniki takšnih meglic so cone ioniziranega vodika H II. Obstajajo tudi cone C II, v katerih ogljik skoraj popolnoma ionizira svetloba osrednjih zvezd. Območja C II se običajno nahajajo okoli območij H II v območjih nevtralnega vodika H I. Zdi se, da so vgrajena drug v drugega. Ostanki supernove (glej sliko desno zgoraj), ovojnice novih in zvezdni veter so prav tako samosvetleče meglice, saj je plin v njih segret na več milijonov K (za udarno sprednjo stranjo). Wolf-Rayetove zvezde ustvarjajo zelo močan zvezdni veter. Posledično se okoli njih pojavijo meglice velikosti parsekov s svetlimi filamenti. Podobne so meglice okoli svetlih vročih zvezd spektralnih tipov O - zvezd, ki imajo tudi močan zvezdni veter.

Planetarne meglice

Sredi 19. stoletja je bilo mogoče zagotoviti resne dokaze, da te meglice spadajo v neodvisen razred predmetov. Pojavil se je spektroskop. Josef Fraunhofer je odkril, da sonce oddaja neprekinjen spekter, posejan z ostrimi absorpcijskimi črtami. Izkazalo se je, da ima spekter planetov številne značilne značilnosti sončnega spektra. Zvezde so pokazale tudi neprekinjen spekter, vendar je imela vsaka od njih svoj nabor absorpcijskih linij. William Heggins (1824-1910) je prvi raziskal spekter planetarne meglice. Bila je svetla meglica v ozvezdju Draco NGC 6543. Pred tem je Heggins celo leto opazoval spektre zvezd, vendar je bil spekter NGC 6543 popolnoma nepričakovan. Znanstvenik je odkril le eno samo svetlo črto. Hkrati je svetla meglica Andromeda pokazala neprekinjen spekter, značilen za zvezdne spektre. Zdaj vemo, da je meglica Andromeda pravzaprav galaksija in je zato sestavljena iz številnih zvezd. Leta 1865 je isti Heggins s spektroskopom z višjo ločljivostjo odkril, da je ta "ena" svetla črta sestavljena iz treh ločenih črt. Enega izmed njih so identificirali z Balmerjevo linijo vodika Hb, drugi dve, daljši valovni dolžini in bolj intenzivni, pa ostajata neprepoznani. Pripisani so bili novemu elementu - nebuliju. Šele leta 1927 je bil ta element identificiran s kisikovim ionom. In črte v spektrih planetarnih meglic se še vedno imenujejo nebularne.

Potem je prišlo do težave z osrednjimi zvezdami planetarnih meglic. So zelo vroče, kar je postavilo planetarne meglice pred zvezde zgodnjih spektralnih tipov. Vendar so študije hitrosti vesolja privedle do ravno nasprotnega rezultata. Tu so podatki o prostorskih hitrostih različnih predmetov: difuzne meglice - majhne (0 km / s), zvezde razreda B - 12 km / s, zvezde razreda A - 21 km / s, zvezde razreda F - 29 km / s, zvezde razreda G - 34 km / s, zvezde razreda K 12 km / s, zvezde razreda M 12 km / s, planetarne meglice 77 km / s. Šele ko je bila odkrita ekspanzija planetarnih meglic, je bilo mogoče izračunati njihovo starost. Izkazalo se je staro približno 10.000 let. To je bil prvi dokaz, da morda večina zvezd prehaja skozi stopnjo planetarne meglice. Tako je planetarna meglica sistem zvezde, ki se imenuje jedro meglice in svetlobna lupina plina (včasih več lupin), ki jo simetrično obdaja. Ovoj ovojnice meglice in njeno jedro sta genetsko povezana. Za planetarne meglice je neločljiv emisijski spekter, ki se od emisijskih spektrov galaktičnih difuznih meglic razlikuje po veliki stopnji vzbujanja atoma. Poleg linij dvojno ioniziranega kisika opazimo linije C IV, O V in celo O VI. Masa ovojnice planetarne meglice je približno 0,1 sončne mase. Vsa raznolikost oblik planetarnih meglic verjetno izhaja iz projekcije njihove glavne toroidne strukture na nebesno kroglo pod različnimi koti.

Ovojnice planetarnih meglic se pod vplivom notranjega tlaka vročega plina širijo v okoliški prostor s hitrostjo 20-40 km / s. Ko se lupina razširi, postane tanjša, njen sij oslabi in sčasoma postane neviden. Jedra planetarnih meglic so vroče zvezde zgodnjih spektralnih tipov, ki se v življenju meglice bistveno spremenijo. Njihove temperature so običajno 50 - 100 tisoč K. Jedra starih planetarnih meglic so blizu belih pritlikavcev, hkrati pa so veliko svetlejša in bolj vroča od tipičnih predmetov te vrste. Med jedri so tudi binarne zvezde. Nastanek planetarne meglice je ena od stopenj evolucije večine zvezd. Glede na ta postopek ga je priročno razdeliti na dva dela: 1) od trenutka izmetavanja meglice do stopnje, ko so viri zvezdne energije v osnovi izčrpani; 2) razvoj osrednje zvezde iz glavnega zaporedja v izmet meglice. Razvoj po izmetu meglice je bil dokaj dobro preučen, tako z opazovanja kot tudi teoretično. Prejšnje faze so veliko manj razumljive. Še posebej stopnja med rdečim velikanom in izmetom meglice.

Osrednje zvezde z najnižjo svetilnostjo so običajno obkrožene z največjimi in zato najstarejšimi meglicami. Slika na levi prikazuje planetarno meglico Dumbbell M 27 v ozvezdju Lisica. Spomnimo se malo teorije evolucije zvezd. Z oddaljenostjo od glavnega zaporedja se začne najpomembnejša stopnja evolucije zvezde, potem ko je vodik v osrednjih regijah popolnoma izgorel. Nato se osrednja območja zvezde začnejo krčiti in sproščajo gravitacijsko energijo. V tem času se območje, na katerem vodik še vedno gori, začne premikati navzven. Pojavi se konvekcija. Dramatične spremembe se začnejo pri zvezdi, ko je masa izotermičnega helijevega jedra 10-13% mase zvezde. Osrednje regije se začnejo hitro krčiti in lupina zvezde se širi - zvezda postane velikan, ki se premika vzdolž veje rdečih velikanov. Jedro, ki se krči, se segreje. Sčasoma začne v njem goreti helij. Po določenem času se tudi zaloge helija izčrpajo. Nato se začne drugi "vzpon" zvezde po veji rdečih velikanov. Zvezdno jedro, sestavljeno iz ogljika in kisika, se hitro krči, ovojnica pa se razširi v velikanske razsežnosti. Takšna zvezda se imenuje asimptotična orjaška veja. Na tej stopnji imajo zvezde dva plastna vira zgorevanja, vodik in helij, in začnejo utripati.

Preostali del evolucijske poti je veliko manj dobro razumljen. Pri zvezdah z masami, večjimi od 8-10 krat Sončeve mase, se ogljik v jedru sčasoma vname. Zvezde postanejo supergiganti in se še naprej razvijajo, dokler iz elementov "železovega vrha" (nikelj, mangan, železo) ne nastane jedro. To osrednje jedro se verjetno sesuje in tvori nevtronsko zvezdo, ovojnica pa se izvrže v obliki eksplozije supernove. Jasno je, da planetarne meglice nastanejo iz zvezd z masami, manjšimi od 8-10 sončnih mas. Dve dejstvi nakazujeta, da so rdeči velikani predniki planetarnih meglic. Prvič, zvezde asimptotske veje so fizično zelo podobne planetarnim meglicam. Jedro rdečega velikana je po masi in velikosti zelo podobno osrednji zvezdi planetarne meglice, če odstranimo podaljšano redčeno atmosfero rdečega velikana. Drugič, če meglico odvrže zvezda, mora imeti najmanjšo hitrost, ki zadostuje za pobeg iz gravitacijskega polja. Izračuni kažejo, da je le pri rdečih orjakih ta hitrost primerljiva s stopnjami širjenja ovojev planetarnih meglic (10-40 km / s). V tem primeru je masa zvezde ocenjena na 1 maso Sonca, polmer pa je znotraj 100-200 polmerov Sonca (tipičnega rdečega velikana). Na koncu ugotavljamo, da so najverjetnejši kandidati za vlogo prednikov planetarnih meglic spremenljive zvezde, kot je Mira Ceti. Simbiotske zvezde so lahko predstavniki ene od prehodnih stopenj med zvezdami in meglicami. In seveda ne morete prezreti predmeta, FG Sge (na sliki zgoraj desno). Tako večina zvezd z maso, manjšo od 6-10-kratno maso Sonca, sčasoma postane planetarne meglice in v predhodnih fazah izgubi večino svoje prvotne mase; ostane samo jedro z maso 0,4-1 mase Sonca, ki postane bel pritlikavec. Izguba mase vpliva ne samo na zvezdo samo, ampak tudi na razmere v medzvezdnem mediju in prihodnje generacije zvezd.