Туманности – важный элемент эволюции галактик

Рис.29. Планетарная  туманность "Бабочка".

Цветное изображение  туманности "Бабочки" с качеством  изображения лучше 0.6І (угловых секунд). Туманность "Бабочки" – биполярная туманность, что явно показывает это  изображение. Центральная звезда затенена темным, пыльным диском.

4. Темные туманности. Глобулы

Если туманность не прогревается, то ее температура  может едва превышать 3 К. Однако относительная  близость звезд может и такую  туманность сделать видимой. Пылевые  частицы отражают и рассеивают свет и мы видим голубоватое свечение газопылевого холодного облака.

Рис. 30.Туманность М 20.

Такие туманности называются отражающими. Примерами  таких объектов могут быть М 20, М43 (Туманность де Майрана).

Рис. 31.Туманность М 43.

Туманность  светит отраженным светом, так как  энергии излучения близлежащих  звёзд не хватает на вызывание  эмиссионного излучения.

Рис.32. Темная туманность "Конская голова" на фоне яркой диффузной туманности NGC 2024.

Туманность "Конская  Голова" расположена на расстоянии около 1600 световых лет от Солнца и  несколько южнее яркой звезды Дзета Ориона, которая легко видна невооружённым глазом как левая звезда, из трёх звёзд, образующих пояс Ориона. Эта туманность часто используется любителями астрономии в качестве теста для проверки наблюдательной аппаратуры, так как её очень трудно наблюдать на маленьких телескопах.

Рис. 33. Темная туманность "Конская голова".

Еще более холодные и плотные образования – глобулы. Глобулы – небольшие и почти  непрозрачные уплотнения межзвездной  среды, выделяющиеся как темные пятна  на светлом фоне. Различают два  типа глобул: маленькие и большие. Маленькие глобулы выглядят как  темные вкрапления на фоне светлых  газовых туманностей. Их массы, по-видимому, не превышают 1/10 массы Солнца. Большие  глобулы- это, как правило, резко  очерченные темные туманности округлой формы, размеры их – меньше парсека. Полная масса газа, который образует эти глобулы, составляет от 20 до 300 масс Солнца. Из-за почти полной непрозрачности они затмевают свет расположенных  за ними звезд и поэтому выглядят как "дырки" в звездном небе. Известно около 200 больших глобул. Почти все  они расположены не дальше 500 пс от Солнца. На еще больших расстояниях глобулы очень трудно обнаружить. Всего их в нашей Галактике должно быть несколько десятков тысяч.

Рис. 34.Глобула  В 68.

Рис. 35. Глобула  Бока.

Плотность пыли и  газа, образующих глобулы, в тысячи раз больше плотности обычной  межзвездной среды, что объясняет  непрозрачность глобул. В межзвездной  среде из-за поглощения пылинками  интенсивность излучения падает в среднем в 2-3 раза на пути в 1 кпс. В глобулах, где межзвездная среда сжата и пылинки располагаются ближе друг к другу, поглощение резко возрастает. В больших глобулах оно может превышать 10-15 звездных величин, что соответствует ослаблению света в 10 000-1 000 000 раз.

Температура глобул очень низка и составляет около 10 К. При такой температуре атомы  межзвездного водорода попарно объединяются в молекулы, так что основная масса  вещества глобул представляет собой  холодный молекулярный водород. Пыли в  них меньше, чем водорода, но именно благодаря ее присутствию мы обнаруживаем глобулы на фотографиях звездного  неба.

Рис. 36. Область  молекулярного газа с глобулой.

Механизм образования  глобул не совсем ясен. Маленькие глобулы  в светлых туманностях образовались, по-видимому, из отдельных неоднородностей  межзвездной среды, сильно сжавшихся  под действием давления окружающего  их горячего газа. Со временем большинство  из этих глобул "прогревается" и  рассеивается. Большие глобулы имеют  массу, достаточную для того, чтобы  сжиматься под действием собственного гравитационного поля. Возможно, что  конечной стадией сжатия больших  глобул является образование из них  отдельных групп звезд.

Рис. 37. Область  молекулярного газа с глобулой.

Наибольшая из глобул на этом изображении состоит из двух облаков, накладывающихся друг на друга  при данном угле обзора. Каждое облако имеет длину около 1.4 световых года и вместе их масса в 15 раз больше массы Солнца.

Рис. 38. Глобула  Бока.

5. Туманности и их  роль в процессе  эволюции галактик  и звездообразовании

Пространство между  звездами заполнено разреженным  веществом, излучением и магнитным  полем. В межзвездной среде открыты  огромные холодные области (молекулярные облака) с температурой 5-50 К и  очень горячий газ с температурой 106 К - корональный газ. По температуре и плотности межзвездные облака делят на четыре разных типа.

Среди молекулярных облаков вделяются гигантские молекулярные облака с массами 105–106 МСолнца. Температура таких облаков от 5 до 30 К. В галактическом диске примерно 6000 таких облаков, и в них содержится 90% всего молекулярного газа. Гигантские молекулярные облака, а, следовательно, диффузные, планетарные туманности, глобулы связаны с очагами звездообразования. 

Рис.39. Круговорот газа и пыли в Галактике в процессе эволюции звезд.

В Галактике (особенно, в плоской составляющей) имеется  также большое количество межзвездной  пыли. Средний радиус пылинок составляет доли микрометра. В настоящее время  считают, что пылинки состоят  из смеси графитовых и силикатных частиц, покрытых оболочками из органических молекул и льда. Суммарная масса  пыли всего 0,03 % полной массы Галактики, ее полная светимость составляет 30 % от светимости звезд и полностью  определяет излучение Галактики  в инфракрасном диапазоне. Температура  пыли 15–25 К. Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных молекулярных облаках. Поэтому звезды всегда рождаются  группами (скоплениями, комплексами). Гигантские молекулярные облака с массами, большими 105 МСолнца (их известно более 6 000), содержат 90 % всего молекулярного газа Галактики. Именно с ними связаны области звездообразования. Если бы гигантские молекулярные облака в Галактике свободно сжимались из-за гравитационной неустойчивости, то за 50 миллионов лет из них образовались бы звезды. Сжатию способствуют ударные волны при расширении остатков вспышек сверхновых, спиральные волны плотности и звездный ветер от горячих ОВ-звезд. Температура вещества при переходе от молекулярных облаков к звездам возрастает в миллионы раз, а плотность – в 1020 раз.

Таким образом, именно глобулы являются местом, где рождаются  звезды, так как это области  наиболее холодные и плотные. 
 

Рис.40. Диффузная  туманность М 8 "Лагуна".

Рис.41. Темные туманности "Орел" М 16 в созвездии  Змея.

Рис.42. В направлении  на центр нашей Галактики наблюдается  много пыли

и холодных молекулярных облаков.

Планетарные туманности – это конечные фазы эволюции звезд. Классическая планетарная туманность – это сброшенная оболочка звезды, подсвеченная появившимся белым  карликом. Звезда, наблюдаемая в  центре планетарной туманности, активно  теряет вещество в виде мощного медленного (10–20 км/с) ветра, а потом появившийся  из нее белый карлик своим ультрафиолетовым излучение ионизует вещество выброса. Поскольку количество вещества, сбрасываемое всеми планетарными туманностями за год в нашей Галактике достаточно существенно и приводит к обогащению более тяжелыми элементами молекулярных облаков, то можно сказать, что планетарные  туманности играют значительную роль в процессе эволюции звезд и Галактики.

Диффузные туманности – это яркие, эмиссионные туманности, свечение молекулярных облаков вызвано  наличием одной или нескольких горячих  звезд спектральных классов О  или В. Поскольку эволюция таких  звезд очень быстрая, то постепенно диффузные туманности могут переходить в темные и плотные молекулярные облака. В дальнейшем, в процессе конденсации вещества в плотных  молекулярных облаках, могут формироваться  протозвезды.

Межзвездное вещество в Галактике практически одно и то же, по химическому составу  практически одинаково, но находится в разных фазах.

Первоначально межзвездный  газ в Галактике не содержал пыли. Она появилась по мере старения звезд  с холодной оболочкой - красных гигантов, при взрывах новых и сверхновых звезд, истечения вещества в планетарных  туманностях. В процессе нового звездообразования  будут принимать участие и  пыль, и межзвездный газ. Поэтому, все вышеперечисленные объекты  принимают участие в кругообороте вещества (газа и пыли) и являются активными компонентами процесса эволюции нашей Галактики.

Как получаются такие  красивые фотографии небесных объектов?

Рис. 43. Очень  горячий газ в диффузной туманности М 17.

В левой верхней  части изображение М 17, полученное рентгеновским телескопом Чандра. Далее показана последовательная обработка данных, проведенная с целью изучения диффузного излучения (красный цвет соответствует более холодному газу – около 1 миллионов К, а синий – горячему – около десятков миллионов К). M17 – туманность Омега – это область ионизованного водорода. Она подсвечивается скоплением молодых массивных звезд (NGC 6618). Туманность расположена на границе массивного молекулярного облака. Расстояние до М17 примерно полтора кпк. На первом рисунке видно множество (около 900) точечных источников – это звезды скопления. Затем их последовательно убирали и "заделывали дыры", оставшиеся после "уборки", чтобы выделить диффузную компоненту. Это совсем непросто. Ученые приводят следующую аналогию: предположим, что сфотографировали станцию московского метро в час пик, а потом решили убрать с фотографии всех людей, и рассмотреть саму станцию. Именно так и поступают, когда хотят убрать звездный фон. Таким образом, современные рентгеновские данные, полученные с высоким пространственным разрешением, позволяют выделить множество точечных источников (звезд и т.д.), убрать их, и детально рассмотреть оставшуюся (в основном газовую) диффузную компоненту.

Заключение 

В научной работе была поставлена задача проанализировать, что представляют собой такие космические объекты, как диффузные туманности, темные туманности, планетарные туманности, глобулы.

В результате проведенной  работы появилась следующая структура  реферативной работы: анализ названий объектов, нахождение фотографий объектов и их кратное описание, анализ того, как участвуют диффузные туманности, темные туманности, планетарные туманности, глобулы в процессе эволюции Галактики. При этом было не просто рассмотрена  современная классификация названий туманностей по плотности и температуре, но и показана их взаимосвязь.

Общее количество фотографий и иллюстраций, найденных в Интернет и в мультимедийном курсе "Открытая Астрономия", превысило 40, они исключительно красочные, интересные, поэтому было принято решение создать презентацию и записать данную реферативную работу на отдельный диск для последующего возможного использования в учебной работе.

Поэтому результатом  деятельности по данному реферату можно  считать:

Текст реферата с  иллюстрациями.

Подбор сайтов и  литературы.

Диск с рефератом, в котором все иллюстрации  и фотографии можно посмотреть в  цветном виде, страницы основных фотографий туманностей с научных сайтов VLT ("Телескоп VLT ESO") и ПРАО (сайт радиоастрономической обсерватории).

Презентация.

В печатном виде все  иллюстрации значительно сокращены, кроме этого печать черно-белая. На диске и в презентации все  приведенные иллюстрации имеют  размеры, на которых возможно различить  детали.

Все фотографии, приведенные  в реферативной работе, на диске  скопированы также отдельно для  удобства дальнейшего использования.

Литература

Засов А.В., Кононович  Э.В., Астрономия. М., "Просвещение", 2001.

Кононович Э.В., Мороз  В.И., Общий курс астрономии. М., "УРСС", 2001.

Энциклопедия. Астрономия. М., "Аванта +", 1997.

Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии. М., "УРСС", 2002.

Агекян Т.А. Звезды, галактики, Метагалактика. М.: Наука, 1981.

Бок Б., Бок П. Млечный  Путь. М.: Мир, 1978.

Сурдин В.Г., Ламзин С.А. Протозвезды: Где, как и из чего формируются звезды. М.: Наука, 1992.

Мультимедийный курс "Открытая Астрономия".