meglica

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Orionova meglica . Umetnost ESO

Meglica je del medzvezdnega medija, ki izstopa po sevanju oziroma absorpciji sevanja na splošnem ozadju neba. Prej se je vsak nepremičen podaljšan objekt na nebu imenoval meglice. V dvajsetih letih prejšnjega stoletja je postalo jasno, da je med meglicami veliko galaksij (na primer Andromedina meglica ). Po tem se je izraz "meglica" začel razumeti ožje, v zgoraj navedenem pomenu. [ena]

Meglice so sestavljene iz prahu , plina in plazme .

Zgodovinsko ozadje

Sprva so meglice v astronomiji imenovali vsi stacionarni razširjeni (difuzni) svetleči astronomski objekti , vključno z zvezdnimi kopicami ali galaksijami zunaj Rimske ceste , ki jih ni bilo mogoče razdeliti v zvezde .

Nekateri primeri te uporabe so se ohranili do danes. Na primer, galaksijo Andromeda pogosto imenujemo meglica Andromeda.

Tako je Charles Messier , ki je intenzivno iskal komete , leta 1787 sestavil katalog stacionarnih razpršenih objektov, podobnih kometom. Messierjev katalog vključuje tako meglice kot druge objekte - galaksije (na primer zgoraj omenjeno Andromedino galaksijo - M 31 ) in kroglaste zvezdne kopice ( M 13 - kopica Hercules ).

Z razvojem astronomije in ločljivo močjo teleskopov se je koncept "meglice" vedno bolj izpopolnjeval: nekatere "meglice" so bile identificirane kot zvezdne kopice, odkrite so bile temne (absorbirajoče) meglice plina in prahu in končno, v dvajsetih letih prejšnjega stoletja je najprej Lundmarku , nato pa Hubblu uspelo obrobne regije številnih galaksij razdeliti v zvezde in s tem ugotoviti njihovo naravo. Od takrat se izraz "meglica" uporablja v zgornjem pomenu.

Vrste meglic

Glavna značilnost, ki se uporablja pri razvrščanju meglic, je absorpcija ali sevanje alirazprševanje svetlobe z njimi, torej po tem kriteriju delimo meglice na temne in svetle. Prve opazimo zaradi absorpcije sevanja iz virov, ki se nahajajo za njimi, druge zaradi lastnega sevanja ali odboja (razprševanja) svetlobe od bližnjih zvezd. Narava oddajanja svetlobnih meglic, virov energije, ki vzbujajo njihovo oddajanje, je odvisna od njihovega izvora in je lahko raznolika; ni nenavadno, da v eni meglici deluje več sevalnih mehanizmov.

Delitev meglic na plinaste in prašne je večinoma poljubna: vse meglice vsebujejo tako prah kot plin. Ta delitev je zgodovinsko posledica različnih opazovalnih metod in mehanizmov sevanja: prisotnost prahu je najbolj jasno opažena, ko temne meglice absorbirajo sevanje iz virov, ki se nahajajo za njimi, in med odbojom ali sipanjem ali ponovnim sevanjem sevanja, ki ga vsebuje meglica, s prahom iz bližnje zvezde ali v sami meglici; Intrinzično emisijo plinaste komponente meglice opazimo, ko jo ionizira ultravijolično sevanje vroče zvezde, ki se nahaja v meglici ( območja emisije H II ioniziranega vodika okoli zvezdnih asociacij ali planetarnih meglic) ali ko se medzvezdni medij segreje z udarni val zaradi eksplozije supernove ali učinka močnega zvezdnega vetra Wolf-Rayetovih zvezd ...

Temne meglice

Meglica Konjska glava . Posnetek teleskopa Hubble

Temne meglice so gosti (običajno molekularni) oblaki medzvezdnega plina in medzvezdnega prahu , neprozorni zaradi medzvezdne absorpcije svetlobe s prahom. Običajno jih vidimo na ozadju svetlobnih meglic. Manj pogosto so temne meglice vidne neposredno na ozadju Rimske ceste . Takšne so meglica vreča premoga in številne manjše, imenovane velikanske krogle .

Medzvezdna absorpcija svetlobe A v v temnih meglicah se zelo razlikuje, od 1-10 m do 10-100 m v najbolj gostih. Struktura meglic z velikim A v je primerna za preučevanje le z metodami radioastronomije in submilimetrske astronomije , predvsem na podlagi opazovanj molekularnih radijskih linij in infrardečega sevanja prahu. Pogosto znotraj temnih meglic najdemo posamezno zbitost z A v do 10.000 m , v kateri očitno nastajajo zvezde .

V tistih delih meglic, ki so v optičnem območju polprozorni, je filamentna struktura jasno vidna. Vlakna in splošni raztezek meglic sta povezana s prisotnostjo magnetnih polj v njih, ki ovirajo gibanje snovi po silnih linijah in vodijo v razvoj številnih vrst magnetohidrodinamičnih nestabilnosti. Prašna komponenta snovi meglice je povezana z magnetnimi polji zaradi dejstva, da so gibljivi prašni delci električno nabiti.

Odsevne meglice

Odsevne meglice so oblaki plina in prahu, ki jih osvetljujejo zvezde . Če je zvezda (zvezde) v medzvezdnem oblaku ali blizu njega, vendar ni dovolj vroča (vroča), da bi okoli sebe ionizirala znatno količino medzvezdnega vodika , potem je glavni vir optičnega sevanja meglice svetloba zvezd, ki jo razpršijo medzvezdni prah . Primer takšnih meglic so meglice okoli svetlih zvezd v kopici Plejade .

Večina odsevnih meglic se nahaja blizu ravnine Rimske ceste . V nekaterih primerih opazimo odbojne meglice na visokih galaktičnih širinah . To so plinsko-prašni (pogosto molekularni) oblaki različnih velikosti, oblik, gostote in mase, ki jih osvetljuje kumulativno sevanje zvezd v disku Rimske ceste. Težko jih je preučevati zaradi zelo nizke površinske svetlosti (običajno veliko šibkejše od ozadja neba). Včasih, ko so projicirani na slike galaksij , vodijo do tega, da se na fotografijah galaksij pojavijo podrobnosti, ki v resnici ne obstajajo - repi, palice itd.

Nekatere odsevne meglice so podobne kometu in se imenujejo kometne. V »glavi« takšne meglice je običajno spremenljiva zvezda T Tauri, ki osvetljuje meglico. Takšne meglice imajo pogosto spremenljivo svetlost, ki sledijo (z zamikom za čas širjenja svetlobe) spremenljivosti sevanja zvezd, ki jih osvetljujejo. Velikosti kometnih meglic so običajno majhne stotinke parseka .

Redka vrsta odsevne meglice je tako imenovani svetlobni odmev, ki so ga opazili po izbruhu nove zvezde leta 1901 v ozvezdju Perzej . Svetel blisk nove zvezde je osvetlil prah in nekaj let je bila opažena šibka meglica, ki se je s svetlobno hitrostjo širila v vse smeri. Poleg svetlobnega odmeva po izbruhu novih zvezd nastanejo tudi plinske meglice, podobne ostankom supernov .

Številne odsevne meglice imajo fino nitasto strukturo - sistem skoraj vzporednih filamentov debeline nekaj stotink ali tisočink parseka . Izvor filamentov je povezan s flavto ali permutacijsko nestabilnostjo v meglici, ki jo prebija magnetno polje . Vlakna plina in prahu potiskajo črte sile magnetnega polja in prodrejo mednje ter tvorijo tanke filamente.

Preučevanje porazdelitve svetlosti in polarizacije svetlobe po površini odbojnih meglic ter merjenje odvisnosti teh parametrov od valovne dolžine omogočata določitev lastnosti medzvezdnega prahu, kot so albedo , indikator sipanja , velikost, oblika in usmerjenost prašnih zrn.

Meglice, ionizirane s sevanjem

Velikanska regija nastajanja zvezd NGC 604

Radiacijsko ionizirane meglice so zaplate medzvezdnega plina, ki jih močno ionizira sevanje zvezd ali drugih virov ionizirajočega sevanja. Najsvetlejši in najbolj razširjeni ter najbolj raziskani predstavniki takšnih meglic so področja ioniziranega vodika ( cone H II ). V conah H II je snov skoraj popolnoma ionizirana in segreta na temperaturo okoli 10.000 K z ultravijoličnim sevanjem zvezd v njih. Znotraj con H II se vse sevanje zvezde v Lymanovem kontinuumu pretvori v sevanje v vrsticah podrejenih serij v skladu z Rosselandovim izrekom . Zato so v spektru razpršenih meglic zelo svetle črte Balmerjeve serije , pa tudi črta Lyman-alfa. Le redke cone nizke gostote H II ionizirajo sevanje zvezd, t.i. koronalni plin .

Meglice, ionizirane s sevanjem, vključujejo tudi tako imenovane cone ioniziranega ogljika (cone C II ), v katerih je ogljik skoraj popolnoma ioniziran s svetlobo osrednjih zvezd. C II cone se običajno nahajajo okoli območij H II v regijah nevtralnega vodika ( HI ) in se kažejo v rekombinacijskih radijskih linijah ogljika, analogno rekombinacijskim radijskim linijam vodika in helija . C II cone opazimo tudi v infrardeči črti C II ( λ = 156 µm ). Za cone C II je značilna nizka temperatura 30–100 K in nizka stopnja ionizacije medija kot celote: Ne / N < 10–3 , kjer sta Ne in N koncentracije elektronov in atomov. C II cone nastanejo zaradi dejstva, da je ionizacijski potencial ogljika ( 11,8 eV ) manjši od potenciala vodika ( 13,6 eV ). Sevanje zvezd z energijami fotonov od 11,8 eV do 13,6 eV ( λ = 1108 ... 912 Å ) gre izven območja H II v območje HI , stisnjeno z ionizacijsko fronto območja H II , in tam ionizira ogljik. Cone C II nastanejo tudi okoli zvezd spektralnih tipov B1 – B5, ki se nahajajo v gostih območjih medzvezdnega medija. Takšne zvezde praktično ne morejo ionizirati vodika in ne ustvarjajo opaznih območij H II .

Meglice, ionizirane s sevanjem, nastajajo tudi okoli močnih virov rentgenskih žarkov v Rimski cesti in v drugih galaksijah (vključno z aktivnimi galaktičnimi jedri in kvazarji ). Zanje so pogosto značilne višje temperature kot v conah H II in višja stopnja ionizacije težkih elementov.

Planetarne meglice

Planetarna meglica mačje oko
Planetarna meglica Peščena ura se nahaja na razdalji 8000 sv. let

Različne emisijske meglice so planetarne meglice, ki jih tvorijo zgornje plasti atmosfere iztekajoče zvezde ; običajno je to školjka, ki jo odvrže velika zvezda. Meglica se širi in sveti v optičnem območju. Prve planetarne meglice je odkril W. Herschel okoli leta 1783 in so jih tako poimenovali zaradi svoje površne podobnosti s planetarnimi diski. Vendar pa niso vse planetarne meglice v obliki diska: mnoge so obročaste ali simetrično podolgovate vzdolž določene smeri (bipolarne meglice). V njih je opazna fina struktura v obliki curkov, spiral in majhnih kroglic. Stopnja širitev planetarnih meglic je 20-40 km / s, premer 0,01-0,1 pc , tipična masa pa znaša približno 0,1 M , življenjska doba je približno 10 tisoč let.

Udarne meglice

Raznolikost in številni viri nadzvočnega gibanja snovi v medzvezdnem mediju vodijo do velikega števila in raznolikosti meglic, ki jih ustvarjajo udarni valovi . Običajno so takšne meglice kratkotrajne, saj izginejo po izčrpanju kinetične energije gibajočega se plina.

Glavni viri močnih udarnih valov v medzvezdnem mediju so eksplozije zvezd - odvajajo lupine med izbruhi supernovih in novih zvezd ter zvezdni veter (kot posledica zadnjega oblikovanega tn.. Mehurčkov zvezdnega vetra ). V vseh teh primerih je točkovni vir izmeta snovi (zvezda). Tako ustvarjene meglice imajo obliko razširitvene ovojnice, ki je blizu sferične oblike.

Izvržena snov ima hitrosti reda sto in tisoč km / s, zato lahko temperatura plina za fronto udarca doseže več milijonov in celo milijard stopinj.

Plin, segret na temperaturo več milijonov stopinj, oddaja predvsem v rentgenskem območju, tako v neprekinjenem spektru kot v spektralnih linijah. V optičnih spektralnih linijah sveti zelo šibko. Ko udarni val sreča nehomogenosti v medzvezdnem mediju, se upogne okoli tesnil. V notranjosti tesnil se širi počasnejši udarni val, ki povzroča sevanje v spektralnih linijah optičnega območja. Rezultat so živahna vlakna, ki so jasno vidna na fotografijah. Glavna udarna fronta, ki stisne kup medzvezdnega plina, ga spravi v gibanje v smeri njegovega širjenja, vendar z nižjo hitrostjo kot pri udarnem valu.

Ostanki supernove in nove

Rakova meglica - ostanek supernove (1054)

Najsvetlejše meglice, ki jih ustvarijo udarni valovi, povzročajo eksplozije supernove in se imenujejo ostanki supernove. Imajo zelo pomembno vlogo pri oblikovanju strukture medzvezdnega plina. Poleg opisanih značilnosti je zanje značilna netermična radijska emisija s spektrom potenzivnega zakona, ki jo povzročajo relativistični elektroni, pospešeni tako med eksplozijo supernove kot kasneje s pulzarjem, ki običajno ostane po eksploziji. Meglice, povezane z eksplozijami novih zvezd, so majhne, ​​šibke in kratkotrajne.

Meglice okoli zvezd Wolf-Rayet

"Thorova čelada" - meglica okoli zvezde Wolf-Rayet

Druga vrsta meglic, ki jih ustvarijo udarni valovi, je povezana z zvezdnim vetrom iz Wolf-Rayetovih zvezd . Za te zvezde je značilen zelo močan zvezdni veter z masnim tokom. na leto in hitrost odtoka 1⋅10 3 -3⋅10 3 km / s. Ustvarjajo nekaj parsekov velike meglice s svetlimi filamenti na robu astrosfere takšne zvezde. Za razliko od ostankov supernove je radijska emisija iz teh meglic toplotne narave. Življenjska doba takšnih meglic je omejena s trajanjem bivanja zvezd v fazi zvezde Wolf-Rayet in je blizu 10 5 let.

Meglice okoli zvezd O

Po lastnostih so podobne meglicam okoli Wolf-Rayetovih zvezd , vendar nastanejo okoli najsvetlejših vročih zvezd spektralnega razreda O-Of, ki imajo močan zvezdni veter . Od meglic, povezanih z zvezdami Wolf-Rayet, se razlikujejo po manjši svetlosti, večji velikosti in očitno daljši življenjski dobi.

Meglice v območjih nastajanja zvezd

Meglica IC 2944

Udarni valovi manjših hitrosti nastanejo v območjih medzvezdnega medija, v katerih nastaja zvezde. Privedejo do segrevanja plina do sto in tisoč stopinj, vzbujanja molekularnih nivojev, delnega uničenja molekul, segrevanja prahu. Takšni udarni valovi so vidni v obliki podolgovatih meglic, ki svetijo predvsem v infrardečem območju. Številne takšne meglice so bile najdene na primer v središču za nastajanje zvezd, ki je povezano z Orionovo meglico.

Opombe (uredi)

  1. Meglice // Vesoljska fizika: Mala enciklopedija / ur. R. A. Syunyaeva . - 2. izd. - M .: Sovjetska enciklopedija, 1986 .-- P. 661. - 783 str. - ISBN 524 (03). (Pridobljeno 27. septembra 2011)

Литература