Туманности

1. Введение
2. Темные туманности
3. Отражательные туманности
4. Туманности, ионизаванные излучением
5. Туманности, созданные ударными волнами

1. Введение

Туманности представляют собой участки межзвездной среды, выделяющиеся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба. Ранее Т. наз. всякий неподвижный на небе протяженный объект. В 20-е гг. 20 в. выяснилось, что среди Т. много галактик (напр., Туманность Андромеды). После этого термин "Т." стал пониматься более узко, в указанном выше смысле.

Т. делятся на светлые и темные. Последние видны благодаря поглощению излучения расположенных за ними источников. Светлые Т. делятся на самосветящиеся и отражательные - рассеявающие свет звезд. В самосветящихся Т. источником энергии, приводящим к свечению, явл. излучение горячих звезд, нагревающих и ионизующих вещество, в другом - ударные волны различного происхождения. К первому случаю относятся зоны HII (зоны Стремгрена) и планетарные туманности, а также ИК-Т. типа Беклина-Нейгабауэра и Клейнмана-Лоу, в к-рых светится нагретая пыль, ко второму остатки вспышек сверхновых и новых звезд, кольцевые Т. вокруг звезд с мощным звездным ветером (звезд типа Of, Вольфа-Райе звезд, ассоциаций OB-звезд).

Нередко Т. делят на газовые и пылевые. Однако такое деление условно, т.к. во всех Т. имеются газ и пыль примерно в одинаковой пропорции. Пылевыми обычно называют такие Т., оптич. проявления к-рых обязаны пыли (темные Т., отражательные Т.), а газовыми - Т., в к-рых в оптич. диапазоне светится преимущественно газ (зоны HII, остатки вспышек сверхновых звезд и др.).

2. Темные туманности

Темные туманности представляют собой плотные (обычно молекулярные) облака межзвездного газа и межзвездной й пыли, непрозрачные из-за межзвездного поглощения света пылью. Обычно они видны на фоне светлых Т. (рис. 1, а). Реже темные Т. видны прямо на фоне Млечного Пути. Таковы Т. Угольный мешок и множество более мелких, называемых гигантскими глобулами (см. рисю 1, б, а также табл. 1 в ст. Межзвездный газ).

Рис. 1. Пылевые туманности: а - полупрозрачная темная волокнистая туманность, наблюдаемая на фоне светлой туманности Лагуна; б - гигантская глобула с поглощением AV=25m (объект Барнарда 68) на фоне Млечного Пути; в - отражательные волокнистые туманности в скоплении Плеяды; г - кометарная туманность.

Межзвездное поглощение света A_V в темных Т. колеблется в широких пределах, от 1-10^m до 10-100^m в наиболее плотных Т. (A_V > 10^m получают путем пересчета результатов наблюдений в ИК-диапазоне). Строение Т. с большими A_V поддается изучению только методами радиоастрономии и субмиллиметровой астрономии, в основном по наблюдениям молекулярных радиолиний и по ИК-излучению пыли. Часто внутри темных Т. обнаруживаются отдельные уплотнения с A_V до 10000^m, в к-рых, по-видимому, формируются звезды (см. Звездообразование).

В тех частях Т., к-рые полупрозрачны в оптич. диапазоне, хорошо заметна волокнистая структура. Волокна и общая вытянутость Т. связаны с наличием в них магн. полей, затрудняющих движение вещества поперек силовых линий и приводящих к развитию ряда видов магнитогидродинамич. неустойчивостей. Пылевой компонент вещества Т. связан с магн. полями из-за того, что пылинки электрически заряжены (см. Межзвездная пыль).

3. Отражательные туманности

Отражательные туманности явл. газово-пылевыми облаками, подсвеченными звездами. Если звезда (звезды) находятся в межзвездном облаке или рядом с ним, но недостаточно горяча (горячи), чтобы ионизовать вокруг себя значительное количество межзвездного водорода, то осн. источником оптич. излучения Т. оказывается свет звезд, рассеиваемый межзвездной пылью. Примером таких Т. явл.Т. вокруг ярких звезд в скоплении Плеяды (рис. 1, в).

Большинство отражательных Т. расположено вблизи плоскости Галактики. В ряде случаев наблюдаются отражательные Т на высоких галактич. широтах. Это газово-пылевые (часто молекулярные) облака различных размеров, формы, плотности и массы, подсвечиваемые совокупным излучением звезд диска Галактики. Они трудны для изучения из-за очень низкой поверхностной яркости (обычно много слабее фона неба). Иногда, проецируясь на изображениях галактикЮ они проводят к появлению на фотографиях галактик несуществующих в действительности деталей - хвостов, перемычек и т.п.

Нек-рые отражательные Т. имеют кометообразный вид и наз. кометарными (рис. 1, г). В "голове" такой Т. находится обычно переменная звезда типа Т Тельца, освещающая Т. Такие Т. нередко имеют переменную яркость, отслеживая (с запаздыванием на время распространения света) переменность излучения освещающих их звезд. Размеры кометарных Т. обычно малы - сотые доли пк.

Редкой разновидностью отражательной Т. явл. т.н. световое эхо, наблюдавшееся после вспышки Новой звезды 1901 г. в созвездии Персея. Яркая вспышка новой звезды подсветила пыль, и несколько лет наблюдалась слабая Т., распространявшаяся во все стороны со скорость света. Кроме светового эха после вспышек новых звезд образуются газовые Т., подобные остаткам вспышек сверхновых звезд.

Многие отражательные Т. имеют тонковолокнистую структуру - систему почти параллельных волокон толщиной в несколько сотых или тысячных долей пк. Происхождение волокон связано с желобковой или перестановочной неустойчивостью в Т., пронизанной магн. полем (см. Неустойчивости плазмы). Волокна газа и пыли раздвигают силовые линии магн. поля и внедряются между ними, образуя тонкие нити.

Изучение распределения яркости и поляризации света по поверхности отражательных Т., а также измерение зависимости этих параметров от длины волны позволяют установить такие св-ва межзвездной пыли, как альбедо, индикатрису рассеяния, размер, форму и ориентацию пылинок.

4. Туманности, ионизаванные излучением

Туманности, ионизованные излучением, - участки межзвездного газа, сильно ионизованного (см. Ионизация) излучением звезд или др. источников ионизующей радиации. Самыми яркими и распространенными, а также наиболее изученными представителями таких Т. явл. области ионизованного водорода (зоны HII). В зонах HII вещество практически полностью ионизовано и нагрето до темп-ры ~10⁴ К УФ-излучением (гл. обр. с ) находящихся внутри них звезд. Лишь разреженные зоны HII низкой плотности (см. Межзвездный газ) ионизованы излучением звезд, в т.н. корональном газе. Разновидностью зон HII явл. планетарные Т.

К Т., ионизованным излучением относятся также т.н. зоны ионизованного углерода (зоны CII), в к-рых углерод практически полностью ионизован светом центральных звезд.

Зоны CII обычно расположены вокруг зон HII в областях нейтрального водорода (HI) и проявляют себя по рекомбинационным радиолиниям углерода, аналогичным рекомбинационным радиолиниям водорода и гелия. Зоны CII наблюдаются также в ИК-линии CII ( 156 мкм). Для зон CII характерны низкая темп-ра 30-100 К и малая степень ионизации среды в целом: N_e /N < 10^-3, где N_e и N концентрации электронов и атомов. Зоны CII возникают из-за того, что потенциал ионизации углерода (11,8 эВ) меньше, чем у водорода (13,6 эВ). Излучение звездс энергией E фотонов 11,8 эВ13,6 эВ () выходит за пределы зоны HII в область HI, сжатую ионизационным фротном зоны HII, и ионизует там углерод. Зоны CII возникают также вокруг звезд спектральных классов B1-B5, находящихся в плотных участках межзвездной среды. Такие звезды практически не способны ионизовать водород и не создают заметных зон HII.

Т., ионизованные излучением, воникают также вокруг мощных рентг. источников в Галактике и в др. галактиках (в т.ч. в активных ядрах галактик и квазарах). Для них часто характерны более высокие темп-ры, чем в зонах HII, и более высокая степень ионизации тяжелых элементов.

5. Туманности, созданные ударными волнами

Разнообразие и многочисленность источников сверхзвукового движения вещества в межзвездной среде приводят к большому количеству и разнообразию Т., созданных ударными волнами. Обычно такие Т. недолговечны, т.к. исчезают после исчерпания кинетич. энергии движущегося газа.

Осн. источниками сильных ударных волн в межзвездной среде явл. взрывы звезд - сбросы оболочек при вспышках сверхновых и новых звезд, а также звездный ветер. Во всех этих случаях имеется точечный источник выброса вещества (звезда). Созданные таким образом Т. имеют вид расширяющейся оболочки, по форме близкой к сферической.

Выбрасываемое вещество имеет скорости порядка сотен и тысяч км/с, поэтому темп-ра газа за фронтом ударной волныможет достигать многих млн. и даже млрд. К.

Рис. 2. Волокнистая туманность NGC 6888 в созвездии Лебедя, образованная взаимодействием звездного ветра звезды Вольфа-Райе с межзвездным газом.

Газ, нагретый до темп-ры несколько млн. К, излучает гл. обр. в рентг. диапазоне как в непрерывном спектре, так и в спектральных линиях. В оптич. спектральных линиях он светится очень слабо. Когда ударная волна встречает неоднородности межзвездной среды, она огибает уплотнения. Внутри уплотнений распространяется более медленная ударная волна, вызывающая излучение в спектральных линиях оптич. диапазона. В результате возникают яркие волокна, хорошо заметные на фотографиях. Осн. ударный фронт, обжимая сгусток межзвездного газа, приводит его в движение в сторону своего распространения, но с меньшей, чем у ударной волны, скоростью.

Наиболее яркие Т., созданные ударными волнами, вызваны взрывами сверхновых звезд и наз. остатками вспышек сверхновых звезд. Они играют очень важную роль в формировании структуры межзвездного газа. Наряду с описанными особенностями для них характерно нетепловое радиоизлучение со степенным спектром, вызванное релятивистскими электронами, ускоряемыми как в процессе взрыва сверхновой, так и позже пульсаром, обычно остающимся после взрыва. Т., связанные со взрывами новых звезд, малы, слабы и недолговечны.

Другой тип Т., созданных ударными волнами связан со звездным ветром от звезд типа Вольфа-Райе. Эти звезды характеризуются очень мощным звездным ветром с потоком массы в год и скоростью истечения км/с. Они создают Т. размером в несколько пк с яркими волокнами (рис. 2). В отличие от остатков вспышек сверхновых звезд радиоизлучение этих Т. имеет тепловую природу. Время жизни таких Т. ограничено продолжительностью пребывания звезд в стадии звезды Вольфа-Райе и и близко к 10⁵ лет (см. Эволюция звезд).

Аналогичны по св-вам Т. вокруг наиболее ярких горячих звезд спектрального класса О - звезд Of, также обладающих сильным звездным ветром. От Т., связанных со звездами Вольфа-Райе, они отличаются меньшей яркостью, б'ольшими размерами и, видимо, большей продолжительностью жизни.

Наблюдения в рентг. диапазоне показали, что существуют Т., образованные, по-видимому, совокупным действием звездного ветра и взрывов многих десятков сверхновых звезд в ассоциациях звезд спектральных классов O,B (см. Оболочки-гиганты). Они "выдквают" осн. часть газа из области диаметром 100-200 пк вокруг ассоциации. Оставшийся в области газ низкой плотности, нагретый до темп-ры в неск. млн. градусов, удается наблюдать только в рентг. лучах. Вокруг таких "пузырей" в межзвездной среде имеются слабые волокнистые Т. с малыми скоростями расширения.

Ударные волны меньших скоростей возникают в областях межзвездной среды, в к-рых происходит звездообразование. Они приводят к нагреву газа до сотен и тысяч К, возбуждению молекулярных уровней, частичному разрушению молекул, нагреву пыли. Такие ударные волны видны в виде вытянутых Т., светящихся преимущественно в ИК-диапазоне. Ряд таких Т. обнаружен, например, в очаге звездообразования, связанном с туманностью Ориона.

Лит.:
Аллер Л., Атомы, звезды и туманности, пер. с англ., М., 1976; Бок Б., Бок П., Млечный путь, пер. с англ., М., 1978; Рожковский Д.А., Курчаков А.В., Каталог отражательных туманностей, А.-А., 1968 (Тр. Астрофиз. ин-та АН Казах. ССР, т. 11); Хавтаси Д.Ш., Атлас галактических темных туманностей, Тб., 1960; Мартынов Д.Я., Курс общей астрофизики, 3 изд., М., 1979, см. также лит. при ст. Межзвездный газ, Планетарные туманности, Остатки вспышек сверхновых, Зоны HII.

(Н.Г. Бочкарев)