Из чего состоит туманность в космосе. Какие бывают туманности в космосе. Туманности, созданные ударными волнами

Наблюдая небо в телескоп, иногда можно наткнуться на любопытные туманности с округлыми очертаниями. Это планетарные туманности - объекты, соответствующие заключительной фазе существования звезд, подобных Солнцу. По сути дела, каждая из них представляет собой шарообразную оболочку из газа, внешний слой звезды, выброшенный ею после утраты собственной стабильности. Эти оболочки затем увеличиваются, расширяются и постепенно становятся все более слабыми. Наблюдать такие туманности непросто: большинство из них обладает низкой поверхностной яркостью и малым угловым размером. Как и в случаях с другими туманностями, для наблюдения необходимы темные безлунные ночи. Очень редко идентификации планетарной туманности может помочь маленькая звездочка, расположенная в ее центре и давшая ей начало.

Туманность Кольцо

Из всех планетарных туманностей, видимых на небосводе, самая известная среди любителей астрономии - безусловно, туманность М57, которая также имеет название Кольцо. Она расположена в летнем созвездии Лира на расстоянии около 2300 световых лет от Земли.

Открыл эту туманность в 1779 году французский астроном Антуан Даркье де Пельпуа. Он описал ее как идеальный диск размером приблизительно равный Юпитеру, но имеющий блеклое свечение и похожий на исчезающую планету. Впоследствии, в 1785 году, английский астроном Вильям Гершель определил ее как«небесную достопримечательность». Он думал, что эта туманность представляет собой звездное кольцо.

С дырой

В вашем телескопе М57 будет выглядеть маленьким туманным пятнышком округлой формы. Имеет смысл рассматривать ее при среднем увеличении, например, через 12,5-мм окуляр Плёссля, обеспечивающий 80-кратное увеличение. При первом взгляде вы обнаружите округлые очертания. После нескольких минут адаптации, если воздух будет прозрачным и неподвижным и со стороны Луны будут отсутствовать помехи, вы сможете разглядеть некоторые детали. Повышая увеличение, вы даже различите центральное «отверстие», особенно если будете смотреть «рассеянным зрением», то есть, концентрируя взгляд не на самом «отверстии», а на его периферии.

Центральная звезда

Эта туманность родилась от звезды, находящейся в ее центре и сегодня превратившейся в белый карлик. Температура поверхности этой звезды превышает 100000 градусов. Ее звездная величина составляет 14,7 - таким образом, она недоступна вашему телескопу. В 1800 году ее открыл немецкий философ и астроном Фридрих фон Хан.

Туманность расширяется со скоростью приблизительно 20-30 км/с, и поэтому ее видимые размеры увеличиваются примерно на 1 секунду дуги в столетие.

Формирование туманностей

После того как были открыты первые планетарные туманности, их округлые очертания навели астрономов на мысль о том, что эти небесные объекты связаны с чем-то похожим на планеты, скорее всего - на газовые гиганты или же на формирующуюся планетную систему. По этой причине английский астроном Вильям Гершель (незадолго до этого открывший планету Уран) предложил для таких объектов термин «планетарная туманность». Их истинная природа была установлена лишь в середине XIX века благодаря спектроскопии (технике, позволяющей «расщепить» свет, поступающий от небесного тела, на его основные цвета). Тогда стало ясно, что перед нами - особый тип туманности.

Умирающая звезда

Все планетарные туманности происходят от звезд, находящихся на завершающей стадии своего существования. Как мы уже отмечали, звезда с массой, сравнимой с массой Солнца, после своего рождения проживает длительную стадию стабильности, в ходе которой растапливает водородные ядра, давая начало ядрам гелия. Когда содержащийся в центральной части звезды водород заканчивается, эта часть нагревается и достигает температуры в 100 млн градусов. Вследствие этого наружные слои расширяются, после чего охлаждаются: звезда превращается в красный гигант. В этот момент она утрачивает стабильность, и ее внешние слои могут-быть выброшены наружу. Именно они и образуют оболочку шарообразной формы вокруг того, что остается от звезды - вокруг белого карлика.

Расширение

Оболочка, окружающая звезду, расширяется со скоростью в несколько десятков километров в секунду и образует планетарную туманность с характерной шарообразной формой. Планетарные туманности, однако, ожидает довольно быстрый конец: по мере расширения в космосе они разреживаются и в результате становятся неразличимы на небесном своде. На это уходит около 25000 лет - совсем небольшой период в жизни любой звезды.

Планетарные туманности через телескоп

При наблюдении планетарных туманностей возникают несколько иные сложности, чем при наблюдении диффузных туманностей например, туманности Ориона. Планетарные туманности не отличаются большими угловыми размерами. За исключением туманности Улитка (по-английски Helix), они выглядят на небосклоне небольшими и сконцентрированными. Поэтому их бывает непросто отличить от звезд.

Туманность Улитка

Помимо М57, вы можете наблюдать в ваш телескоп еще примерно дюжину планетарных туманностей. Первой среди них будет именно туманность Улитка из созвездия Водолей.Она достигает внушительного размера - приблизительно 13 минут дуги (что соответствует реальному размеру примерно в 3 световых года).

Неслучайно эта туманность является также одной из самых близких к Солнечной системе. Несмотря на звездную величину 7,6, из-за своих размеров она распространяет свечение на весьма обширную зону ночного неба. В телескоп эта туманность кажется зеленоватой. Видна она довольно слабо. Внутри нее космический телескоп «Хаббл» разглядел тысячи газовых шариков, образовавшихся, видимо, в тот момент, когда умирающая звезда выбросила в космос свою внешнюю оболочку.

Туманность Сатурн

В том же зодиакальном созвездии Водолей интерес для наблюдения вызывает туманность NCG 7009, известная под именем «туманность Сатурн». Вильям Гершель открыл ее в 1782 году. Основная сложность при наблюдении этой туманности - ее размер, составляющий менее 2 минут дуги.

Тем не менее при 50-кратном увеличении можно понять, что это не звезда, а при 100-150-кратном - различить характерную вытянутую форму. Именно за эту форму туманность и получила свое название, совпадающее с названием планеты с кольцами.

Еще одной легко доступной для наблюдения туманностью является М27 из созвездия Лисичка. Ее называют также «туманностью Гантель». Ее видимый диаметр составляет примерно 8 минут дуги, а совокупная звездная величина равна 7,4. По оценкам астрономов, эта туманность образовалась 3000-4000 лет тому назад. При большом увеличении вы можете разглядеть ее вытянутую
форму, за которую она и получила свое имя.

Есть еще уменьшенная версия М27, по крайней мере, по мнению англосаксонских астрономов, которые называют Маленькой Гантелью планетарную туманность М76. Она была открыта Мешеном в 1780 году, однако ее принадлежность к планетарным туманностям была признана только в 1918-м. Звездочка в центре М76 величиной 16,6 является слишком слабой для вашего телескопа.

Призрак и Сова

Гораздо более сложной для наблюдения является туманность NGC3242, имеющая также любопытное название Призрак Юпитера. Оно объясняется тем, что в телескопе ее диаметр сопоставим с диаметром Юпитера. С помощью 25-мм окуляра Плёссля при 40-кратном увеличении можно разглядеть ее без особых трудностей, а при увеличении свыше 100 - даже различить ее округлую форму.

Забавное название носит и туманность М97, четвертая туманность, помещенная в каталог Мессье. Она расположена в созвездии Большая Медведица. Ирландский астроном Уильям варсонс в 1848 году назвал ее Совой, поскольку два темных пятна внутри нее напоминают совиные глаза.

При увеличении чуть больше 100 вы сможете различить не только округлую форму туманности, но и две темные области внутри нее. Считается, что возраст М97 примерно 8000 лет.

Снежок

Довольно сложно различить на небе туманность NGl 7662, или Голубой Снежок, в созвездии Андромеда. На самом деле, несмотря на название, в телескопе она имеет красноватый оттенок.

При увеличении свыше 100 тоже можно рассмотреть «отверстие» в ее центре. Преимущество наблюдения этой туманности в том, что она находится в созвездии, которое очень высоко поднимается на нашем небе в конце осени.

Белые карлики

Планетарная туманность NGC 1514, открытая Вильямом Гершелем в 1790 году в созвездии Телец, очень сложна для наблюдения, поскольку она слабо светится и едва заметна на небесном фоне. Гораздо проще различить белый карлик в ее центре, имеющий звездную величину 9,4 NGC 1514 можно найти примерно в 8 градусах на северо-восток от Плеяд. Другой планетарной туманностью с белым карликом, доступным вашему телескопу, является NGC6826, расположенная в созвездии Лебедь. Это небольшая и слабая туманность: в телескоп она будет казаться размытой звездой, и, только доведя увеличение до максимального, вы сможете рассмотреть ее круговую оболочку. Впрочем, если небо очень темное, то, возможно, вы заметите в ее центре звездочку величиной 10,4.

То же самое можно сказать о планетарной туманности NGC2392, известной также под названием Эскимос, в созвездии Близнецы. Внутри маленькой, слабой голубоватой туманности будет виден белый карлик величиной 10,5.

Планетарные туманности в объективе «Хаббла»

Многие планетарные туманности, к сожалению, остаются недоступными для наблюдений в любительский телескоп. Хотя часто речь идет о великолепных, очень зрелищных объектах, одних из самых красивых на небе. Космический телескоп «Хаббл» сфотографировал некоторые из этих туманностей, и теперь мы можем оценить их сверкающие цвета и любопытные формы.

Несмотря на то, что вы не сможете наблюдать их в ваш телескоп, стоит рассказать о наиболее эффектных и интересных планетарных туманностях.

Кошачий Глаз

Можно начатьстуманности Кошачий Глаз (NGC 6543) в созвездии Дракон. В 1864 году Уильям Хёггинс исследовал спектроскопом ее свет (такому анализу планетарная туманность тогда подверглась впервые). Хотя она была открыта еще в 1786-м, лишь недавно телескоп «Хаббл» раскрыл ее сложную и тонкую структуру, состоящую из концентрических газовых оболочек, струек и узелков. Астрономы пришли к выводу, что примерно каждые 1500 лет центральная звезда испускает новую оболочку. Изображения, снятые с промежутком приблизительно в 10 лет, показали, что эта туманность расширяется.

Туманность NGC 6369 находится в созвездии Змееносец на расстоянии от 2000 до 5000 световых лет. Ее сине-зеленое кольцо, достигающее реального диаметра примерно в 1 световой год, обозначает границу района, в котором ультрафиолетовый свет звезды ионизировал газ, то есть вырвал электроны из их атомов. Внешняя часть туманности имеет более выраженный красный оттенок, поскольку на большем расстоянии от звезды процесс ионизации менее интенсивен. Облако расширяется со скоростью примерно 20 км/с. За счет этого оно рассеется в межзвездном пространстве и затем примерно через 10000 лет исчезнет.

Туманности в космосе — одно из чудес Вселенной, поражающих своей красотой. Ценны они не только визуальной привлекательностью. Исследование туманностей помогает ученым вносить ясность в законы функционирования космоса и его объектов, корректировать теории о развитии Вселенной и жизненном цикле звезд. Сегодня об этих объектах мы знаем многое, но далеко не все.

Смесь газа и пыли

Достаточно длительное время, вплоть до середины позапрошлого века, туманности считались удаленными от нас на значительные расстояния. Применение спектроскопа в 1860 году позволило установить: многие из них состоят из газа и пыли. Английский астроном У. Хеггинс выявил, что свет от туманностей отличен от излучения, идущего от обычных звезд. Спектр первых содержит яркие цветные линии, перемежающиеся с темными, тогда как во втором случае подобных не наблюдается.

Дальнейшие исследования установили, что туманности Млечного пути и других галактик в основном состоят из горячей смеси газа и пыли. Нередко встречают и схожие холодные формирования. Такие облака межзвездного газа также относятся к туманностям.

Классификация

В зависимости от свойств составляющих туманность элементов различают несколько их типов. Все они в большом количестве представлены на просторах космоса и одинаково интересны для астрономов. Туманности, излучающие по той или иной причине свет, принято назвать диффузными или светлыми. Противоположные им по основному параметру, естественно, обозначаются как темные. Диффузные туманности бывают трех типов:

отражательные;

эмиссионные;

остатки сверхновой.

Эмиссионные, в свою очередь, подразделяются на области формирования новых звезд (H II) и планетарные туманности. Все названные типы характеризуются определенными свойствами, делающими их уникальными и достойными пристального изучения.

Области формирования звезд

Все эмиссионные туманности — это облака светящегося газа разных форм. Основной элемент, составляющий их, — водород. Под действием звезды, расположенной в центре туманности, он ионизируется и сталкивается с атомами более тяжелых компонентов облака. Результатом этих процессов становится характерное розоватое свечение.

Туманность Орла, или М16 — великолепный представитель этого типа объектов. Здесь располагается область звездообразования, множество молодых, а также массивных горячих светил. Туманность Орла — место, где размещается хорошо известный участок космоса, Столпы творения. Эти газовые сгустки, сформированные под воздействием звездного ветра, являются зоной звездообразования. К формированию светил здесь приводит сжатие газопылевых колонн под действием силы тяжести.

Недавно ученым стало известно, что любоваться Столпами творения мы сможем еще только тысячу лет. Затем они исчезнут. На самом деле разрушение Столпов произошло примерно 6000 лет назад из-за взрыва сверхновой. Однако свет из этой области космоса идет к нам примерно семь тысяч лет, поэтому вычисленное астрономами событие для нас — только дело будущего.

Планетарные туманности

Название следующего типа светящихся газопылевых облаков было введено У. Гершелем. Планетарная туманность — последняя стадия жизни звезды. Сбрасываемые светилом оболочки формируют характерный рисунок. Туманность напоминает диск, обычно окружающий планету при наблюдении ее через небольшой телескоп. На сегодняшний день известно больше тысячи таких объектов.

Планетарные туманности — часть процесса превращения в В центре формирования располагается горячая звезда, по своему спектру схожая со светилами класса О. Ее температура достигает 125 000 К. Планетарные туманности в основном имеют сравнительно небольшие размеры — 0,05 парсек. Большая их часть расположена в центре нашей галактики.

Масса газовой оболочки, сброшенной звездой, мала. Она составляет десятые доли от аналогичного параметра Солнца. Смесь газа и пыли удаляется от центра туманности со скоростью, достигающей 20 км/с. Оболочка существует примерно в течение 35 тысяч лет, а затем становится сильно разреженной и неразличимой.

Особенности

Планетарная туманность может быть различной формы. В основном, так или иначе, она близка к шару. Различают туманности круглые, кольцеобразные, похожие на гантели, неправильной формы. Спектры подобных космических объектов включают эмиссионные линии светящегося газа и центральной звезды, а также иногда линии поглощения из спектра светила.

Планетарная туманность излучает огромное количество энергии. Оно значительно больше аналогичного показателя для центральной звезды. Ядро образования из-за своей высокой температуры испускает ультрафиолетовые лучи. Они ионизируют атомы газа. Частицы разогреваются, вместо ультрафиолета они начинают испускать видимые лучи. Их спектр и содержит эмиссионные линии, характеризующие образование в целом.

Туманность Кошачий глаз

Природа — мастерица на создание неожиданных и красивых форм. Примечательна в этом плане планетарная туманность, из-за сходства названная Кошачьим глазом (NGC 6543). Она была обнаружена в 1786 году и стала первой, которую ученые определили как облако светящегося газа. Туманность Кошачий глаз располагается в и обладает очень интересной сложной структурой.

Она образовалась около 100 лет назад. Тогда центральная звезда сбросила свои оболочки и сформировались концентрические линии газа и пыли, характерные для рисунка объекта. На сегодняшний день остается до конца непонятен механизм формирования наиболее выразительной центральной структуры туманности. Появление такого рисунка хорошо объясняется расположением в сердцевине туманности двойной звезды. Однако пока сведений, свидетельствующих в пользу такого положения вещей, нет.

Температура гало NGC 6543 составляет примерно 15 000 К. Ядро туманности разогрето до 80 000 К. При этом центральная звезда в несколько тысяч раз ярче Солнца.

Колоссальный взрыв

Массивные звезды часто заканчивают свой жизненный цикл впечатляющими «спецэффектами». Огромные по своей мощи взрывы приводят к потере светилом всех внешних оболочек. Они удаляются от центра со скоростью, превышающей 10 000 км/с. Столкновение движущегося вещества со статичным вызывает сильное повышение температуры газа. В результате его частицы начинают светиться. Часто остатки сверхновой представляют собой не шарообразные образования, что кажется логичным, а туманности самой разной формы. Происходит так, потому что выброшенное на огромной скорости вещество неравномерно образует сгустки и скопления.

След тысячелетней давности

Пожалуй, самый известный остаток сверхновой — это крабовидная туманность. Звезда, породившая ее, взорвалась почти тысячу лет назад, в 1054 году. Точную дату удалось установить по китайским летописям, где хорошо описана ее вспышка в небе.

Характерный рисунок крабовидной туманности составляет газ, выброшенный сверхновой и еще не до конца смешавшийся с межзвездным веществом. Объект располагается на расстоянии 3300 световых лет от нас и непрерывно расширяется со скоростью 120 км/с.

В центре крабовидная туманность содержит остаток сверхновой — нейтронную звезду, которая испускает потоки электронов, являющихся источниками непрерывного поляризованного излучения.

Отражающие туманности

Другой тип этих космических объектов состоит из холодной смеси газа и пыли, неспособного самостоятельно излучать свет. Отражающие туманности светятся за счет расположенных рядом объектов. Это могут быть звезды или аналогичные диффузные образования. Спектр рассеянного свет остается таким же, как и у его источников, однако синий свет в нем для наблюдателя преобладает.

Очень интересная туманность этого типа связана со звездой Меропа. Светило из скопления Плеяд уже на протяжении нескольких миллионов лет разрушает пролетающее мимо молекулярное облако. В результате воздействия звезды частицы туманности выстраиваются в определенной последовательности и вытягиваются по направлению к ней. По прошествии некоторого времени (точный срок неизвестен) Меропа может полностью разрушить облако.

Темная лошадка

Диффузным формированиям часто противопоставляется поглощающая туманность. Галактика имеет их немало. Это очень плотные облака пыли и газа, поглощающие свет расположенных за ними эмиссионных и отражательных туманностей, а также звезд. Эти холодные космические образования в основном состоят из атомов водорода, хотя в них встречаются и более тяжелые элементы.

Великолепный представитель этого типа — туманность Она расположена в созвездии Орион. Характерная для туманности форма, столь схожая с головой лошади, образовалась в результате воздействия звездного ветра и излучения. Объект хорошо виден благодаря тому, что фоном ему служит яркое эмиссионное формирование. При этом туманность Конская голова — лишь небольшая часть протяженного поглощающего облака пыли и газа, практически невидимого.

Благодаря телескопу Хаббл туманности, в том числе и планетарные, знакомы сегодня широкому кругу людей. Фотоизображения участков космоса, где они располагаются, впечатляют до глубины души и никого не оставляют равнодушным.

— 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 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 .

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 . 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 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.

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.

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.

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 . 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» . 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.

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 . 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.

Газопылевые туманности – палитра Вселенной

Вселенная - это, по сути, почти пустое пространство. Звезды занимают лишь ничтожную его долю. Однако, везде присутствует газ, хотя и в очень малых количествах. Это в основном водород, легчайший химический элемент. Если "зачерпнуть" обычной чайной чашкой (объем около 200 см3) вещество из межзвездного пространства на расстоянии 1-2 световых лет от Солнца, то в ней окажется примерно 20 атомов водорода и 2 атома гелия. В таком же объеме в обычном атмосферном воздухе содержится атомов кислорода и азота 1022. Все, что заполняет пространство между звездами внутри галактик, называется межзвездной средой. И основное, что составляет межзвездную среду - это межзвездный газ. Он довольно равномерно перемешан с межзвездной пылью и пронизывается межзвездными магнитными полями, космическими лучами и электромагнитным излучением.

Из межзвездного газа образуются звезды, которые на поздних стадиях эволюции вновь отдают часть своего вещества межзвездной среде. Некоторые из звезд, умирая, взрываются как Сверхновые, выбрасывая обратно в пространство значительную долю водорода, из которого они когда-то образовались. Но значительно важнее, что при таких взрывах выбрасывается большое количество тяжелых элементов, образовавшихся в недрах звезд в результате термоядерных реакций. И Земля и Солнце сконденсировались в межзвездном пространстве из газа, обогащенного таким путем углеродом, кислородом, железом и другими химическими элементами. Чтобы постичь закономерности такого цикла, нужно знать, каким образом новые поколения звезд последовательно конденсируются из межзвездного газа. Понять, как образуются звезды, - важная цель исследований межзвездного вещества.

200 лет назад астрономам стало ясно, что кроме планет, звезд и появляющихся изредка комет на небе наблюдаются и другие объекты. Эти объекты из-за их туманного вида были названы туманностями. Французский астроном Шарль Мессье (1730-1817) был вынужден создать каталог этих туманных объектов, чтобы избежать путаницы при поисках комет. Его каталог содержал 103 объекта и был опубликован в 1784 г. Теперь известно, что природа этих объектов, впервые объединенных в общую группу под названием "туманности", совершенно различна. Английский астроном Уильям Гершель (1738-1822), наблюдая все эти объекты, за семь лет открыл еще две тысячи новых туманностей. Он же выделил класс туманностей, которые с наблюдательной точки зрения казались ему отличными от остальных. Он назвал их "планетарными туманностями", поскольку они имели некоторое сходство с зеленоватыми дисками планет. Таким образом, мы будем рассматривать следующие объекты: межзвездный газ , межзвездная пыль , темные туманности , светлые туманности (самосветящиеся и отражательные) , планетарные туманности .

Примерно через миллион лет после начала расширения Вселенная еще представляла собой относительно однородную смесь газа и излучения. Не было ни звезд, ни галактик. Звезды образовались несколько позже в результате сжатия газа под действием собственной гравитации. Такой процесс называют гравитационной неустойчивостью. Когда звезда коллапсирует под действием огромного собственного гравитационного притяжения, ее внутренние слои непрерывно сжимаются. Это сжатие ведет к нагреву вещества. При температурах выше 107 К начинаются реакции, приводящие к образованию тяжелых элементов. Современный химический состав Солнечной системы является результатом реакций термоядерного синтеза, протекавших в первых поколениях звезд.

Стадия, когда выброшенное при взрыве Сверхновой вещество перемешивается с межзвездным газом и сжимается, снова образуя звезды, более всего сложна и хуже понятна, чем все остальные стадии. Во-первых, сам межзвездный газ неоднороден, он имеет клочковатую, облачную структуру. Во-вторых, расширяющаяся с огромной скоростью оболочка сверхновой выметает разреженный газ и сжимает его, усиливая неоднородности. В-третьих, уже через сотню лет остаток сверхновой содержит больше захваченного по пути межзвездного газа, чем вещества звезды. Кроме того, вещество перемешивается неидеально. На рисунке справа показан остаток сверхновой в Лебеде (NGC 6946). Считают, что волокна образованы расширяющимися оболочками газа. Видны завитки и петли, образованные светящимся газом остатка, расширяющимся со скоростью много тысяч километров в секунду. Может возникнуть вопрос, чем же завершается, в конце концов, космический цикл? Запасы газа уменьшаются. Ведь большая часть газа остается в маломассивных звездах, которые умирают спокойно, и не выбрасывают в окружающее пространство свое вещество. Со временем запасы его истощатся настолько, что ни одна звезда уже не сможет образоваться. К тому времени Солнце и другие старые звезды угаснут. Вселенная постепенно погрузится во мрак. Но конечная судьба Вселенной может быть и иной. Расширение постепенно прекратится и сменится сжатием. Через много миллиардов лет Вселенная сожмется вновь до невообразимо высокой плотности.

Межзвездный газ

Межзвездный газ составляет около 99% массы всей межзвездной среды и около 2% нашей Галактики. Температура газа колеблется в диапазоне от 4 К до 106 К. Излучает межзвездный газ также в широком диапазоне (от длинных радиоволн до жесткого гамма-излучения). Существуют области, где межзвездный газ находится в молекулярном состоянии (молекулярные облака) - это наиболее плотные и холодные части межзвездного газа. Есть области, где межзвездный газ состоит из нейтральных атомов водорода (области H I) и области ионизованного водорода (зоны H II), которыми являются светлые эмиссионные туманности вокруг горячих звезд.

По сравнению с Солнцем, в межзвездном газе заметно меньше тяжелых элементов, особенно алюминия, кальция, титана, железа и никеля. Межзвездный газ есть в галактиках всех типов. Больше всего его в неправильных (иррегулярных), а меньше всего в эллиптических галактиках. В нашей Галактике максимум газа сосредоточено на расстоянии 5 кпк от центра. Наблюдения показывают, что кроме упорядоченного движения вокруг центра Галактики, межзвездные облака имеют также и хаотические скорости. Через 30-100 млн. лет облако сталкивается с другим облаком. Образуются газо-пылевые комплексы. Вещество в них достаточно плотно для того, чтобы не пропускать на большую глубину основную часть проникающей радиации. Поэтому внутри комплексов межзвездный газ холоднее, чем в межзвездных облаках. Сложные процессы преобразования молекул вместе с гравитационной неустойчивостью ведут к возникновению самогравитирующих сгустков - протозвезд. Таким образом, молекулярные облака должны быстро (менее чем за 106 лет) превратиться в звезды. Межзвездный газ постоянно обменивается веществом со звездами. Согласно оценкам, в настоящее время в Галактике в звезды переходит газ в количестве примерно 5 масс Солнца в год.

Область М 42 в созвездии Ориона, где в наше время идет активный процесс звездообразования. Туманность светится из-за нагрева газа горячим излучением ярких звезд, находящихся поблизости. Итак, в процессе эволюции галактик происходит круговорот вещества: межзвездный газ -> звезды -> межзвездный газ, приводящий к постепенному увеличению содержания тяжелых элементов в межзвездном газе и звездах и уменьшению количества межзвездного газа в каждой из галактик. Не исключено, что в истории Галактики могли происходить задержки звездообразования на миллиарды лет.

Межзвездная пыль

Мелкие твердые частицы, рассеянные в межзвездном пространстве почти равномерно перемешаны с межзвездным газом. Размеры крупных газо-пылевых комплексов, о которых мы говорили выше, достигают десятков сотен парсек, а их масса составляет примерно 105 масс Солнца. Но существуют и небольшие плотные газо-пылевые образования - глобулы размером от 0,05 до нескольких пк и массой всего 0,1 - 100 масс Солнца. Межзвездные пылинки не сферичны и размер их примерно 0,1-1 мкм. Состоят они из песка и графита. Образуются они в оболочках поздних красных гигантов и сверхгигантов, оболочках новых и сверхновых звезд, в планетарных туманностях, около протозвезд. Тугоплавкое ядро одето в оболочку изо льда с примесями, которую в свою очередь окутывает слой атомарного водорода. Пылинки в межзвездной среде либо дробятся в результате столкновений друг с другом со скоростями больше 20 км/с, либо наоборот, слипаются, если скорости меньше 1 км/с.

Присутствие в межзвездной среде межзвездной пыли влияет на характеристики излучения исследуемых небесных тел. Пылинки ослабляют свет от далеких звезд, изменяют его спектральный состав и поляризацию. Помимо этого пылинки поглощают ультрафиолетовое излучение звезд и перерабатывают его в излучение с меньшей энергией. Ставшее в итоге инфракрасным, такое излучение наблюдается в спектрах планетарных туманностей, зон H II, околозвездных оболочек, сейфертовских галактик. На поверхности пылинок могут активно образовываться различные молекулы. Пылинки, как правило, электрически заряжены и взаимодействуют с межзвездными магнитными полями. Именно пылинкам мы обязаны таким эффектом как космическое мазерное излучение. Оно возникает в оболочках поздних холодных звезд и в молекулярных облаках (зоны H I и H II). Этот эффект усиления микроволнового излучения "работает", когда большое количество молекул окажется в неустойчивом возбужденном вращательном или колебательном состоянии и тогда достаточно одному фотону пройти через среду, чтобы вызвать лавинообразный переход молекул в основное состояние с минимальной энергией. А в результате мы видим узконаправленный (когерентный) очень мощный поток радиоизлучения. На рисунке показана молекула воды. Радиоизлучение от этой молекулы идет на волне 1,35 см. Кроме нее очень яркий мазер возникает на молекулах межзвездного гидроксила ОН на волне 18 см. Еще одна мазерная молекула SiO располагается в оболочках холодных звезд, находящихся на заключительной стадии звездной эволюции и развивающихся к планетарной туманности.

Темные туманности

Туманности представляют собой участки межзвездной среды, выделяющиеся своим излучением или поглощением на общем фоне неба. Темные туманности представляют собой плотные (обычно молекулярные) облака межзвездного газа и пыли, непрозрачные из-за межзвездного поглощения света пылью. Иногда темные туманности видны прямо на фоне Млечного Пути. Таковы, например, туманность "Угольный Мешок" и многочисленные глобулы. В тех частях, которые полупрозрачны для оптического диапазона, хорошо заметна волокнистая структура. Волокна и общая вытянутость темных туманностей связаны с наличием в них магнитных полей, затрудняющих движение вещества поперек силовых магнитных линий.

Светлые туманности

Отражательные туманности являются газо-пылевыми облаками, подсвеченными звездами. Примером такой туманности являются Плеяды. Свет от звезд рассеивается межзвездной пылью. Большинство отражательных туманностей расположено вблизи плоскости Галактики. Некоторые отражательные туманности имеют кометообразный вид и называются кометарными. В голове такой туманности находится обычно переменная звезда типа Т Тельца, освещающая туманность. Редкой разновидностью отражательной туманности является "световое эхо", наблюдавшееся после вспышки Новой 1901 г. в созвездии Персея. Яркая вспышка звезды подсветила пыль, и несколько лет наблюдалась слабая туманность, распространявшаяся во все стороны со скоростью света. На изображении слева выше показано звездное скопление "Плеяды" со звездами, окруженными светлыми туманностями. Если звезда, которая находится в туманности или рядом с ней достаточно горячая, то она ионизует газ в туманности. Тогда газ начинает светиться, а туманность называется самосветящаяся или туманность, ионизованная излучением.

Самыми яркими и распространенными, а также наиболее изученными представителями таких туманностей являются зоны ионизованного водорода H II. Существуют также зоны C II, в которых углерод почти полностью ионизован светом центральных звезд. Зоны С II обычно расположены вокруг зон H II в областях нейтрального водорода H I. Они как бы вложены друг в друга. Остатки Сверхновых (см. изображение справа выше), оболочки Новых и звездный ветер также являются самосветящимися туманностями, так как газ нагрет в них до многих млн. К (за фронтом ударной волны). Звезды Вольфа-Райе создают очень мощный звездный ветер. В результате вокруг них появляются туманности размером в несколько парсек с яркими волокнами. Аналогичны туманности вокруг ярких горячих звезд спектральных классов О - звезд Of, также обладающих сильным звездным ветром.

Планетарные туманности

К середине XIX века появилась возможность дать серьезное доказательство, что эти туманности принадлежат к самостоятельному классу объектов. Появился спектроскоп. Йозеф Фраунгофер обнаружил, что Солнце излучает непрерывный спектр, испещренный резкими линиями поглощения. Оказалось, что и спектра планет имеют многие характерные черты солнечного спектра. У звезд также обнаружился непрерывный спектр, однако, каждая из них имела свой собственный набор линий поглощения. Уильям Хеггинс (1824-1910) был первым, кто исследовал спектр планетарной туманности. Это была яркая туманность в созвездии Дракона NGC 6543. До этого Хеггинс в течение целого года наблюдал спектры звезд, однако спектр NGC 6543 оказался совершенно неожиданным. Ученый обнаружил лишь одну единственную, яркую линию. В то же время яркая Туманность Андромеды показала непрерывный спектр, характерный для спектров звезд. Теперь мы знаем, что Туманность Андромеды на самом деле является галактикой, а следовательно, состоит из множества звезд. В 1865 году тот же Хеггинс, применив спектроскоп более высокой разрешающей способности, обнаружил, что эта "единственная" яркая линия состоит из трех отдельных линий. Одну из них удалось отождествить с бальмеровской линией водорода Hb, но две другие, более длинноволновые и более интенсивные остались не узнанными. Их приписали новому элементу - небулию. Только в 1927 году этот элемент был отождествлен с ионом кислорода . А линии в спектрах планетарных туманностей до сих пор так и называются - небулярные.

Затем возникла проблема с центральными звездами планетарных туманностей. Они очень горячие, что ставило планетарные туманности в ряд перед звездами ранних спектральных классов. Однако исследования пространственных скоростей приводили к прямо противоположному результату. Вот данные по пространственным скоростям различных объектов: диффузные туманности - мала (0 км/с), звезды класса В - 12 км/с, звезды класса A - 21 км/с, звезды класса F - 29 км/с, звезды класса G - 34 км/с, звезды класса K - 12 км/с, звезды класса M - 12 км/с, планетарные туманности - 77 км/с. Только когда открыли расширение планетарных туманностей, появилась возможность вычислить их возраст. Он оказался равным примерно 10 000 лет. Это было первым свидетельством, что возможно, большинство звезд проходит через стадию планетарной туманности. Таким образом, планетарная туманность - это система из звезды, называемой ядром туманности, и симметрично окружающей ее светящейся газовой оболочки (иногда, несколько оболочек). Оболочка туманности и ее ядро генетически связаны. Для планетарных туманностей свойственен эмиссионный спектр, отличающийся от спектров излучения галактических диффузных туманностей большой степенью возбуждения атомов. Кроме линий двукратно ионизованного кислорода , наблюдаются линии C IV, O V и даже O VI. Масса оболочки планетарной туманности примерно 0,1 массы Солнца. Все многообразие форм планетарных туманностей, вероятно, возникает из-за проекции их основной тороидальной структуры на небесную сферу под разными углами.

Оболочки планетарных туманностей расширяются в окружающее пространство со скоростями 20 - 40 км/с под действием внутреннего давления горячего газа. По мере расширения оболочка становится разреженней, ее свечение ослабевает, и в конце концов она становится невидимой. Ядра планетарных туманностей представляют собой горячие звезды ранних спектральных классов, претерпевающие значительные изменения за время жизни туманности. Температуры их обычно составляют 50 - 100 тыс. К. Ядра старых планетарных туманностей близки к белым карликам, но вместе с тем значительно ярче и горячее типичных объектов такого рода. Среди ядер встречаются и двойные звезды. Образование планетарной туманности является одной из стадий эволюции большинства звезд. Рассматривая этот процесс, удобно разделить его на две части: 1) от момента выброса туманности до той стадии, когда источники энергии звезды в основном исчерпаны; 2) эволюция центральной звезды от главной последовательности до выброса туманности. Эволюция после выброса туманности довольно хорошо изучена как наблюдательно, так и теоретически. Более ранние стадии гораздо менее понятны. Особенно стадия между красным гигантом и выбросом туманности.

Центральные звезды самой низкой светимости обычно окружены самыми большими, а потому самыми старыми туманностями. На изображении слева представлена планетарная туманность Гантель М 27 в созвездии Лисички. Вспомним немного теорию эволюции звезд. При удалении от главной последовательности важнейшая стадия эволюции звезды начинается после того, как водород в центральных областях полностью выгорит. Тогда центральные области звезды начинают сжиматься, освобождая гравитационную энергию. В это время область, в которой водород еще горит, начинает продвигаться наружу. Возникает конвекция. В звезде начинаются драматические перемены, когда масса изотермического гелиевого ядра составляет 10-13% массы звезды. Центральные области начинают быстро сжиматься, а оболочка звезды расширяется - звезда становится гигантом, перемещаясь вдоль ветви красных гигантов. Ядро, сжимаясь, разогревается. В конце концов, в нем начинается горение гелия. Через некоторый период времени истощаются и запасы гелия. Тогда начинается второе "восхождение" звезды вдоль ветви красных гигантов. Звездное ядро, состоящее из углерода и кислорода, быстро сжимается, а оболочка расширяется до гигантских размеров. Такая звезда называется звездой асимптотической ветви гигантов. На этой стадии звезды имеют два слоевых источника горения - водородный и гелиевый и начинают пульсировать.

Остальная часть эволюционного пути изучена гораздо хуже. У звезд с массами, превосходящими 8-10 масс Солнца углерод в ядре в конце концов загорается. Звезды становятся сверхгигантами и продолжают эволюционировать, пока не образуется ядро из элементов "железного пика" (никель, марганец, железо). Это центральное ядро, вероятно, коллапсирует и образует нейтронную звезду, а оболочка сбрасывается в виде вспышки Сверхновой. Ясно, что планетарные туманности образуются из звезд с массами меньше 8-10 масс Солнца. Два факта позволяют предполагать, что родоначальниками планетарных туманностей являются красные гиганты. Во-первых, звезды асимптотической ветви физически очень сходны с планетарными туманностями. Ядро красного гиганта по массе и размерам очень напоминает центральную звезду планетарной туманности, если удалить протяженную разреженную атмосферу красного гиганта. Во-вторых, если туманность сброшена звездой, то она должна иметь минимальную скорость, достаточную чтобы уйти из гравитационного поля. Расчеты показывают, что только для красных гигантов эта скорость сравнима со скоростями расширения оболочек планетарных туманностей (10-40 км/с). При этом масса звезды оценивается в 1 массу Солнца, а радиус лежит в пределах 100-200 радиусов Солнца (типичный красный гигант). В заключение отметим, что наиболее вероятными кандидатами на роль родоначальников планетарных туманностей являются переменные звезды типа Миры Кита. Представителями одного из переходных этапов между звездами и туманностями могут быть симбиотические звезды. И конечно нельзя обойти вниманием объект, FG Sge (на изображении справа вверху). Таким образом, большинство звезд, массы которых меньше 6-10 масс Солнца, в конце концов, становятся планетарными туманностями, На предшествующих стадиях они теряют большую часть своей первоначальной массы; остается только ядро с массой 0,4-1 масса Солнца, которое становится белым карликом. Потеря массы влияет не только на саму звезду, но и на условия в межзвездной среде и на будущие поколения звезд.