Co je vesmírná mlhovina? Nejkrásnější mlhoviny ve vesmíru Mlhoviny v oblastech vzniku hvězd.

Mlhovina Helix v souhvězdí Vodnáře je ze Země dokonale viditelná. Vesmírně se nachází velmi blízko nás, ve vzdálenosti pouhých 700 světelných let. Toto je další planetární mlhovina s bílým trpaslíkem ve svém středu.

Krabí mlhovina byla číslo jedna na seznamu kosmických objektů, který sestavil francouzský astronom Charles Messier z 18. století. Nevěděl však, že tato mlhovina byla pozůstatkem výbuchu supernovy, který pozorovali čínští astronomové v roce 1054 našeho letopočtu. Uvnitř je pulsar, divoce rotující mladá neutronová hvězda.

Mlhovina Eskymák je jasný a neustále se rozšiřující oblak plynu v souhvězdí Blíženců. Patří k planetárním mlhovinám - protože disk, který ji obklopuje, připomíná planety naší sluneční soustavy a hvězda uvnitř je podobná Slunci. Možná takto bude vypadat smrt našeho systému za miliardy let.

Mlhovina Laguna je hvězdotvorná mlhovina v souhvězdí Střelce, která se nachází ve vzdálenosti asi 5 tisíc světelných let od nás. Dokonce je to vidět i pouhým okem, i když mnoho takových objektů před námi skrývá mezihvězdný prach. Laguna se rozkládá na 50 světelných let a patří k typu emisních mlhovin, to znamená, že se skládá z plazmových mlhovin.

Mlhovina Tarantule je jedním z nejpůsobivějších objektů, které lze pozorovat z jižní polokoule. Tarantula je emisní hvězdotvorná mlhovina nacházející se v souhvězdí galaxie Velkého Magellanova mračna v souhvězdí Doradus. Jeho velikost je prostě úžasná. Pokud by byl od Země ve vzdálenosti mlhoviny Helix, pokryl by polovinu oblohy, od zenitu k obzoru.

Soví mlhovina je malá planetární mlhovina v souhvězdí Velké medvědice. Obecně platí, že většina mlhovin je pojmenována podle Messierova katalogu nebo Nového generálního katalogu - NGS, jen málokteré dostalo zapamatovatelná jména. Soví mlhovina získala svou vzdálenou podobnost s hlavou sovy - přízračným oválem se dvěma očními skvrnami.

Trojitá mlhovina je naprosto nenapodobitelná. Skládá se ze tří hlavních typů mlhovin – emisní, růžové, reflexní, modré a absorbující, černé. Uvnitř je spousta "embryí" hvězd. S největší pravděpodobností se naše sluneční soustava zrodila z podobného objektu.

Mlhovina Kočičí oko se nachází v souhvězdí Draka a má jednu z nejsložitějších struktur, které ve vesmíru známe. Snímky HST a Spitzera ukazují, že se stáčí do spirály s mnoha plexy. Důvody pro to jsou stále nejasné.

Orlí mlhovina poskytla lidstvu jeden z nejpůsobivějších astronomických snímků – „Sloupy stvoření“, oblast zrodu nových hvězd. Podle Spitzerova dalekohledu byla tato oblast zničena výbuchem supernovy asi před 6000 lety. Orel se ale nachází ve vzdálenosti 7 tisíc světelných let od Země – a dalších tisíc let budeme moci obdivovat „Sloupy“.

Mlhovina v Orionu je nejjasnější emisní mlhovina, která je na noční obloze jasně viditelná pouhým okem téměř odkudkoli na Zemi, a proto si získala nesmírnou slávu. Leží těsně pod Orionovým pásem, asi 1300 světelných let od Země, a zabírá 33 světelných let.

Kromě čistě estetických výhod plní mlhoviny zásadní funkci – jsou naplněny těžkými prvky, které stimulují životní cyklus hvězd. Tento seznam zahrnuje nejen nejkrásnější, ale také nejúžasnější příklady mlhovin.

mlhoviny. Dříve astronomové používali tento název pro všechny nebeské objekty, které jsou stacionární vzhledem ke hvězdám, které naopak mají difúzní, rozmazaný vzhled, jako malý mrak (latinský výraz používaný v astronomii pro „mlhovinu“ je latinský výraz mlhovina znamená "mrak"). Postupem času se ukázalo, že některé z nich, například mlhovina v Orionu, se skládají z mezihvězdného plynu a prachu a patří do naší Galaxie. Jiné „bílé“ mlhoviny, jako v Andromedě a Triangulum, se ukázaly jako gigantické hvězdné systémy podobné Galaxii. Vědci proto došli k závěru, že mlhovina - mezihvězdný oblak, skládající se z prachu, plynu a plazmatu, emitovaného svým zářením nebo absorpcí ve srovnání s okolním mezihvězdným prostředím.

Typy mlhovin . Mlhoviny se dělí na následující hlavní typy: difúzní mlhoviny nebo oblasti H II, jako je mlhovina v Orionu; reflexní mlhoviny, jako je mlhovina Merope v Plejádách; tmavé mlhoviny, jako je Coal Sack, které jsou obvykle spojeny s molekulárními mraky; zbytky supernovy jako mlhovina Reticulum v Labutě; planetární mlhoviny, jako je Prsten v Lyře.

Toto je NGC 2174, jasná mlhovina v souhvězdí Orin.

NGC 2237 je emisní mlhovina v souhvězdí Monoceros. Je to oblast ionizovaného vodíku, kde probíhají procesy tvorby hvězd.

Srpková mlhovina. Nebo jiný název - NGC 6888 (jiné označení - LBN 203) - emisní mlhovina v souhvězdí Labutě.

Na tomto krásném teleskopickém snímku ve falešných barvách je zachycena mlhovina Medúza, obvykle jemná a matná. Na obloze se mlhovina nachází u nohou nebeských Blíženců a po jejích stranách jsou hvězdy μ a η Blíženci. Samotná mlhovina Medúza na obrázku je vpravo dole. Je to jako svítící srpek emisního plynu s visícími chapadly. Mlhovina Medúza je součástí pozůstatku supernovy IC 443, rozpínající se bubliny, která zbyla po výbuchu hmotné hvězdy. První světlo z této exploze dopadlo na Zemi před 30 000 lety. Stejně jako její vesmírně se vznášející sestra, Krabí mlhovina, je zbytek IC 443 domovem neutronové hvězdy, zhrouceného jádra hvězdy. Mlhovina Medúza je vzdálena 5000 světelných let. Snímek pokrývá oblast 300 světelných let. Zbytek pole na snímku zabírá emisní mlhovina Sharpless 249.

Mlhovina v souhvězdí Tukan nebo NGC 346 patří do emisní třídy, to znamená, že je to oblak horkého plynu a plazmy. Jeho délka je asi 200 světelných let. Důvodem vysoké teploty NGC 346 je velký počet mladých hvězd v této oblasti. Většina hvězd je stará jen několik milionů let. Pro srovnání, stáří Slunce je asi 4,5 miliardy let.

Krabí mlhovina (M1, NGC 1952, hovorově „Krab“) je plynná mlhovina v souhvězdí Býka, která je pozůstatkem supernovy. Nachází se ve vzdálenosti asi 6500 světelných let od Země, má průměr 6 světelných let a rozpíná se rychlostí 1000 km/s. Ve středu mlhoviny je neutronová hvězda.

NGC 1499 (také známá jako LBN 756, Kalifornská mlhovina) je emisní mlhovina v souhvězdí Persea. Má načervenalou barvu a tvarem připomíná obrysy amerického státu Kalifornie. Délka mlhoviny je asi 100 světelných let, vzdálenost od Země je 1500 světelných let.

Mlhovina Závoj, známá také jako mlhovina Loop nebo Rybářská síť, je difúzní mlhovina v souhvězdí Labutě, obrovský a relativně slabý zbytek supernovy. Hvězda explodovala asi před 5000-8000 lety a během této doby mlhovina pokryla oblast 3 stupňů na obloze. Vzdálenost k němu se odhaduje na 1400 světelných let. Tuto mlhovinu objevil 5. září 1784 William Herschel.

Jeden z několika „prachových sloupců“ Orlí mlhoviny, který může obsahovat obraz mýtického stvoření. Má průměr asi deset světelných let.

Orlí mlhovina (také známá jako Messierův objekt 16, M16 nebo NGC 6611) je mladá otevřená hvězdokupa v souhvězdí Hadů.

Prachové sloupce, ve kterých vznikají nové hvězdy v Orlí mlhovině. Snímek byl pořízen Hubbleovým dalekohledem.

NGC 281 (jiná označení - IC 11, LBN 616) je emisní mlhovina v souhvězdí Kasiopea. Je to oblast ionizovaného vodíku, kde probíhají procesy aktivní tvorby hvězd. Nachází se ve vzdálenosti asi 10 tisíc světelných let od Země. Pro svůj tvar byla mlhovina pojmenována Pac-Man Nebula na počest postavy stejnojmenné arkádové počítačové hry Mlhovina fluoreskuje červeným světlem pod vlivem ultrafialového záření, jehož zdrojem jsou horké mladé hvězdy otevřené hvězdokupy IC 1590. V mlhovině jsou také přítomny tmavé prachové struktury.

Vidíte známý tvar na neznámém místě! Tato emisní mlhovina je všeobecně známá, protože vypadá jako jeden z kontinentů planety Země – Severní Amerika. Napravo od mlhoviny Severní Amerika, také označené jako NGC 7000, je méně jasná mlhovina Pelikán. Tyto dvě mlhoviny mají průměr asi 50 světelných let a jsou od nás vzdáleny asi 1500 světelných let. Jsou odděleny tmavým absorbujícím mrakem.

Mlhovina v Orionu (také známá jako Messier 42, M42 nebo NGC 1976) je zářivá nazelenalá emisní mlhovina umístěná pod Orionovým pásem. Je to nejjasnější difúzní mlhovina. Velká mlhovina v Orionu je spolu s mlhovinou Andromeda, Plejádami a Magellanovými mračny jedním z nejznámějších objektů v hlubokém vesmíru. Pro milovníky astronomie je to možná nejatraktivnější zimní objekt na severní obloze. Jen málo astronomických pohledů je tak vzrušujících jako tato blízká hvězdná školka známá jako mlhovina v Orionu. Zářící plyn mlhoviny obklopuje horké mladé hvězdy na okraji obrovského mezihvězdného molekulárního mračna vzdáleného pouhých 1500 světelných let.

Mlhovina Činka (také známá jako Messierův objekt 27, M27 nebo NGC 6853) je planetární mlhovina v souhvězdí Vulpecula, která se nachází 1250 světelných let od Země. Jeho stáří se odhaduje na 3000 až 4000 let. Tato planetární mlhovina je jedním z nejpozoruhodnějších objektů pro amatérská pozorování. M27 je velká, poměrně jasná a snadno se najde.Tato fotografie byla pořízena na počítači pomocí úzkopásmové zobrazovací metody, kdy se kombinují snímky pořízené dalekohledy v různých rozsazích vlnových délek: viditelné, infračervené, ultrafialové atd.

Mlhovinu Eskymák objevil astronom William Herschel v roce 1787. Pokud se na mlhovinu NGC 2392 podíváte z povrchu Země, pak vypadá jako lidská hlava jako v kápi. Když se podíváte na mlhovinu z vesmíru, jako to udělal vesmírný dalekohled. Hubble v roce 2000, po aktualizaci, je to plynový oblak nejsložitější vnitřní struktury, nad jehož strukturou se vědci stále škrábou na hlavě. Mlhovina Eskymák patří do třídy planetárních mlhovin, tzn. je skořápka, která byla před 10 tisíci lety vnějšími vrstvami hvězdy, jako je Slunce. Vnitřní obaly, které jsou dnes na obrázku vidět, byly sfouknuty silným větrem z hvězdy umístěné ve středu mlhoviny. "Kapota" se skládá z mnoha relativně hustých plynných vláken, která, jak je znázorněno na obrázku, svítí oranžově v linii dusíku. Mlhovina Eskymák se nachází ve vzdálenosti 5 tisíc světelných let od nás a lze ji detekovat malým dalekohledem ve směru souhvězdí Blíženců.

Na pozadí rozptylu hvězd v centrální části Mléčné dráhy a ve slavném souhvězdí Ophiuchus se svíjejí tmavé mlhoviny. Tmavý útvar ve tvaru písmene S ve středu tohoto širokoúhlého snímku se nazývá mlhovina Hadi.

Mlhovina Carina se nachází v jižním souhvězdí Carina ve vzdálenosti 6500-10000 sv od nás. let. Je to jedna z nejjasnějších a největších difuzních mlhovin na obloze. Má mnoho hmotných hvězd a aktivní tvorbu hvězd. Tato mlhovina obsahuje neobvykle vysokou koncentraci mladých, hmotných hvězd, které jsou výsledkem explozivního vzniku hvězd asi před 3 miliony let. Mlhovina obsahuje více než tucet velkých hvězd, jejichž hmotnost je 50–100krát větší než hmotnost našeho Slunce. Nejjasnější z nich – Karina – by v blízké budoucnosti měla ukončit svou existenci výbuchem supernovy.

Tato mezihvězdná vize foukaná větrem z masivní hvězdy má překvapivě známý tvar. Katalogizovaná jako NGC 7635 je známější jednoduše jako Bublinová mlhovina. Ačkoli tato bublina o průměru 10 světelných let vypadá elegantně, je důkazem velmi násilných procesů, které zde probíhají. Nad a napravo od středu bubliny je jasná, horká Wolf-Rayetova hvězda s hmotností 10 až 20krát větší než Slunce. Silný hvězdný vítr a silné záření z hvězdy vytvořily tuto strukturu ze zářícího plynu v okolním molekulárním mračnu. Pozornost přitahující Bublinová mlhovina leží pouhých 11 000 světelných let daleko v souhvězdí Cassiopeia.

Na obrázcích: oblast hvězdokupy "Trapezium" v mlhovině v Orionu, pojmenované po čtyřech nejjasnějších hvězdách, tvořících něco blízkého lichoběžníku. Levý snímek byl pořízen ve viditelném světle, pravý v infračerveném. Na levém snímku jsou vidět pouze obyčejné hvězdy nezakryté prachovými mračny. Vpravo jsou přidány hvězdy uvnitř oblaků plynného prachu a asi 50 slabých objektů nazývaných „hnědí trpaslíci“.

Na základě materiálů z Astronetu, Wikipedie a Spiritual and Philosophical Forum A108.

Přidal Alieva_Olga Přečtěte si citovanou zprávu

Původní příspěvek a komentáře

Dříve byly v astronomii mlhoviny jakékoli stacionární, prodloužené, svítící astronomické objekty, včetně hvězdokup nebo galaxií mimo Mléčnou dráhu, které nebylo možné rozdělit na hvězdy.

Například galaxie v Andromedě je často označována jako „mlhovina v Andromedě“. Ale teď mlhovina nazývaný úsek mezihvězdného prostředí, který se vyznačuje zářením nebo absorpcí záření proti obecnému pozadí oblohy.

Ke změně terminologie došlo, protože ve 20. letech 20. století vyšlo najevo, že mezi mlhovinami je mnoho galaxií. S rozvojem astronomie a rozlišením dalekohledů se pojem „mlhovina“ stále zpřesňoval: některé z „mlhovin“ byly identifikovány jako hvězdokupy, byly objeveny tmavé (absorbující) plynové a prachové mlhoviny a ve 20. , nejprve Lundmarkovi a poté Hubbleovi se podařilo uvažovat o hvězdách v okrajových oblastech řady galaxií a tím stanovit jejich povahu. Poté se pojem „mlhovina“ začal chápat úžeji.
Složení mlhovin: plyn, prach a plazma (částečně nebo plně ionizovaný plyn tvořený neutrálními atomy (nebo molekulami) a nabitými částicemi (ionty a elektrony).

Známky mlhovin

Jak již bylo zmíněno výše, mlhovina pohlcuje nebo vyzařuje (rozptyluje) světlo, takže se to stává tmavé nebo světlé.
temné mlhoviny- hustá (obvykle molekulární) oblaka mezihvězdného plynu a mezihvězdného prachu. Nejsou průhledné kvůli mezihvězdné absorpci světla prachem. Obvykle jsou vidět na pozadí světelných mlhovin. Méně často jsou tmavé mlhoviny viditelné přímo na pozadí Mléčné dráhy. Jedná se o mlhovinu Uhelný pytel a mnoho menších, které se nazývají obří globule. Na obrázku je mlhovina Koňská hlava (foto Hubble). Často se jednotlivé shluky nacházejí uvnitř temných mlhovin, ve kterých se předpokládá, že se tvoří hvězdy.

reflexní mlhoviny mají obvykle modrý odstín, protože modrá je rozptýlena efektivněji než červená (to vysvětluje modrou barvu oblohy). Jsou to mračna plynu a prachu osvětlená hvězdami. Někdy je hlavním zdrojem optického záření z mlhoviny hvězdné světlo rozptýlené mezihvězdným prachem. Příkladem takových mlhovin jsou mlhoviny kolem jasných hvězd v kupě Plejády. Většina reflexních mlhovin se nachází v blízkosti roviny Mléčné dráhy.

Mlhoviny ionizované zářením- oblasti mezihvězdného plynu, silně ionizovaného zářením hvězd nebo jiných zdrojů ionizujícího záření. Mlhoviny ionizované zářením se také objevují kolem silných zdrojů rentgenového záření v Mléčné dráze a v jiných galaxiích (včetně aktivních galaktických jader a kvasarů). Často se vyznačují vyšší teplotou a vyšším stupněm ionizace těžkých prvků.
planetární mlhoviny- Jedná se o astronomické objekty skládající se z ionizovaného plynového obalu a centrální hvězdy, bílého trpaslíka. Planetární mlhoviny vznikají při vyvržení vnějších vrstev (skořápek) červených obrů a veleobrů o hmotnosti 2,5-8 hmotností Slunce v konečné fázi jejich vývoje. Planetární mlhovina je rychle se pohybující (podle astronomických standardů) jev trvající jen několik desítek tisíc let, zatímco životnost předchůdce hvězdy je několik miliard let. V současné době je v naší galaxii známo asi 1500 planetárních mlhovin. Planetární mlhoviny jsou většinou matné objekty a obecně nejsou viditelné pouhým okem. První objevenou planetární mlhovinou byla mlhovina Činka v souhvězdí Chanterelle: Charles Messier, který hledal komety, při sestavování svého katalogu mlhovin (stacionárních objektů podobných kometám při pozorování oblohy) v roce 1764 katalogizoval pod číslem M27, a W. Herschel v roce V roce 1784 je při sestavování svého katalogu vyčlenil jako samostatnou třídu mlhovin a navrhl pro ně termín „planetární mlhovina“.

Mlhoviny vytvořené rázovými vlnami. Takové mlhoviny jsou obvykle krátkodobé, protože zmizí po vyčerpání kinetické energie pohybujícího se plynu. Hlavními zdroji silných rázových vln v mezihvězdném prostředí jsou hvězdné exploze – výrony skořápek při explozích supernov a nových hvězd a také hvězdný vítr.
Zbytky supernovy a nové hvězdy. Nejjasnější mlhoviny vytvořené rázovými vlnami jsou způsobeny výbuchy supernov a nazývají se zbytky supernov. Spolu s popsanými vlastnostmi se vyznačují netepelným rádiovým vyzařováním. Mlhoviny spojené s výbuchy nových hvězd jsou malé, slabé a mají krátké trvání.

Mlhoviny kolem Wolf-Rayetových hvězd. Radiová emise z těchto mlhovin je tepelného charakteru. Wolf-Rayetovy hvězdy se vyznačují velmi silným hvězdným větrem. Životnost takových mlhovin je však omezena délkou pobytu hvězd ve stadiu Wolf-Rayetovy hvězdy a blíží se 105 letům.

Mlhoviny kolem O hvězd. Vlastnosti jsou podobné mlhovinám kolem Wolf-Rayetových hvězd, ale vznikají kolem nejjasnějších horkých hvězd spektrálního typu O - Of, které mají silný hvězdný vítr. Od mlhovin spojených s Wolf-Rayetovými hvězdami se liší nižší jasností, větší velikostí a zřejmě delší životností.
Mlhoviny v oblastech tvorby hvězd. V mezihvězdném prostředí dochází ke vzniku hvězd a vznikají rázové vlny, které zahřívají plyn na stovky a tisíce stupňů. Takové rázové vlny jsou viditelné jako protáhlé mlhoviny, zářící převážně v infračervené oblasti. Řada takových mlhovin byla nalezena v centru tvorby hvězd spojené s mlhovinou v Orionu.

Galaxie v Andromedě nebo také mlhovina Andromeda je spirální galaxie, nejbližší velká galaxie k Mléčné dráze, nacházející se v souhvězdí Andromedy. Je od nás vzdálená ve vzdálenosti 2,52 milionů světelných let. Rovina galaxie je k nám nakloněna pod úhlem 15°, takže je velmi obtížné určit její strukturu. Mlhovina Andromeda je nejjasnější mlhovinou na severní polokouli oblohy. Je viditelný pouhým okem, ale pouze jako slabá zamlžená skvrna.
Mlhovina Andromeda je podobná naší galaxii, ale je větší. Studovala několik stovek proměnných hvězd, které jsou většinou cefeidy. Obsahuje také 300 kulových hvězdokup, více než 200 nových hvězd a jednu supernovu.
Mlhovina Andromeda je zajímavá nejen tím, že je podobná naší Galaxii, ale také tím, že má čtyři satelity – trpasličí eliptické galaxie.

Vesmírná mlhovina je oblast média, která se nachází mezi hvězdami.
Dříve v astronomii tzv. nehybné objekty. Ale pak se zjistilo, že mnohé z nich jsou buď hvězdokupy. Proto má nyní tento termín užší a přesnější význam.

Jak odpovědět na otázku: co je to mlhovina? Je snazší říci, že se jedná o mezihvězdný prostor nebo oblak. Což mimochodem tvoří významnou část našeho Vesmíru.

Z čeho se skládá

Jak bylo známo, taková oblaka se dělí podle složení na plyn, prach a plazmu. Navíc jsou složeny z hvězdokup.
Ve skutečnosti, pokud uvažujeme podrobněji, pak v takových tělesech převládá vodík a helium.

Jaká je povaha mlhovin ve vesmíru

Je zajímavé, že ke vzniku takových plyno-prachových oblaků může docházet z různých důvodů.
Existuje několik typů mlhovin. Za prvé se liší povahou svého výskytu v. Za druhé, vlastnosti a vlastnosti. A přímo závisí na prvním důvodu.

Ve skutečnosti se samotný původ a struktura mlžných oblastí od sebe výrazně liší. Proto je nutné vědět, jaké typy mlhovin existují.

Jakou mlhovinu objevili starověcí řečtí astronomové

První astronomická tělesa, která byla postupem času připisována mlhovinám, byla skutečně poprvé objevena astronomy. Pravda, v té době byly považovány za vzdálené shluky hvězd.
Nicméně vědec Hipparchos byl první, kdo na svém seznamu označil několik mlhavých objektů. Ptolemaios pak do tohoto katalogu přidal dalších pět mlhovin. A později Galileo pomocí svého dalekohledu objevil dva (Andromeda a Orion). Jak se ukázalo, dnes jeden z nejznámějších.

Koneckonců, jak se astronomie vyvíjela a dalekohledy se zdokonalovaly, vědci byli schopni objevit poměrně dost hvězdokup a mlhovin. Pravděpodobně to vedlo k tomu, že byly připisovány samostatnému typu vesmírných objektů.

V astronomii jsou mlhoviny popsány v Messierově katalogu. Přinesl nehybné předměty, které vypadaly jako komety. Tak se do něj dostaly jak galaxie, tak mlhoviny.

V astrologii jsou pod touto definicí považovány vesmírné objekty různé povahy a původu. Mohou to být obrovská mračna mezihvězdné hmoty, hvězdokupy a dokonce i jiné galaxie. Podle astrologů mlhovina ovlivňuje horoskop člověka, jeho vědomí a osud.

Mlhoviny vesmíru jsou ve skutečnosti jeho zajímavé a překvapivé části.
Jak se ukázalo, velikosti mlžných mraků ve vesmíru jsou relativně malé. Navíc se nacházejí daleko od Země.
Lze je pozorovat výkonnými dalekohledy. Je zřejmé, že amatérští astronomové se raději dívají na hvězdy, studnu nebo galaxie. I když se pokusíte mlhovinu najít, uvidíte nádherný a skutečně uhrančivý pohled.

Což se nedalo rozložit na hvězdy.

Některé příklady tohoto použití přežily dodnes. Například galaxie v Andromedě je často označována jako „mlhovina v Andromedě“.

S rozvojem astronomie a rozlišením dalekohledů byl pojem „mlhovina“ stále přesnější: některé „mlhoviny“ byly identifikovány jako hvězdokupy, byly objeveny tmavé (absorbující) plynové a prachové mlhoviny a nakonec ve 20. letech 20. století se nejprve Lundmarkovi a poté Hubbleovi podařilo vyřešit okrajové oblasti řady galaxií na hvězdách a tím stanovit jejich povahu. Od té doby se pojem „mlhovina“ používá ve výše uvedeném smyslu.

Typy mlhovin

Primárním znakem používaným při klasifikaci mlhovin je jejich absorpce nebo emise (rozptyl) světla, to znamená, že podle tohoto kritéria se mlhoviny dělí na tmavé a světlé. První jsou pozorovány kvůli absorpci záření ze zdrojů umístěných za nimi, druhé - kvůli jejich vlastnímu záření nebo odrazu (rozptylování) světla od blízkých hvězd. Povaha záření jasných mlhovin, zdroje energie, které vybudí jejich záření, závisí na jejich původu a může být různého charakteru; často v jedné mlhovině působí několik radiačních mechanismů.

Rozdělení mlhovin na plynné a prachové je do značné míry libovolné: všechny mlhoviny obsahují prach i plyn. Takové rozdělení je historicky způsobeno odlišnými metodami pozorování a radiačními mechanismy: přítomnost prachu je nejzřetelněji pozorována, když je záření absorbováno tmavými mlhovinami zdrojů umístěných za nimi a když je odraženo nebo rozptýleno nebo znovu vyzařováno prachem obsaženým v mlhovina, záření z blízkých hvězd nebo v samotné mlhovině; Vlastní záření plynné složky mlhoviny je pozorováno, když je ionizováno ultrafialovým zářením z horké hvězdy umístěné v mlhovině (emisní oblasti H II ionizovaného vodíku kolem hvězdných asociací nebo planetárních mlhovin) nebo když je mezihvězdné médium zahříváno rázová vlna způsobená výbuchem supernovy nebo dopadem silného hvězdného větru Wolf-Rayetových hvězd .

temné mlhoviny

Tmavé mlhoviny jsou hustá (obvykle molekulární) oblaka mezihvězdného plynu a mezihvězdného prachu, která jsou neprůhledná díky absorpci světla mezihvězdným prachem. Obvykle jsou vidět na pozadí světelných mlhovin. Méně často jsou tmavé mlhoviny viditelné přímo na pozadí Mléčné dráhy. Jedná se o mlhovinu Uhelný pytel a mnoho menších, které se nazývají obří globule.

Mezihvězdná absorpce světla Av v temných mlhovinách se velmi liší, od 1-10 m do 10-100 m v těch nejhustších. Strukturu mlhovin s velkým Av lze studovat pouze metodami radioastronomie a submilimetrové astronomie, především z pozorování molekulárních radiových čar a z infračervené emise prachu. Uvnitř tmavých mlhovin se často nacházejí jednotlivá zhuštění s A v až 10 000 m, ve kterých se zřejmě tvoří hvězdy.

V těch částech mlhovin, které jsou v optickém rozsahu poloprůhledné, je jasně viditelná vláknitá struktura. Vlákna a obecné prodloužení mlhovin jsou spojeny s přítomností magnetických polí v nich, která brání pohybu hmoty přes siločáry a vedou k rozvoji řady typů magnetohydrodynamických nestabilit. Prachová složka hmoty v mlhovinách je spojena s magnetickými poli díky tomu, že prachová zrna jsou elektricky nabitá.

reflexní mlhoviny

Reflexní mlhoviny jsou oblaka plynu a prachu osvětlená hvězdami. Pokud se hvězda (hvězdy) nachází v mezihvězdném mračnu nebo v jeho blízkosti, ale není dostatečně horká (horká), aby kolem nich ionizovala významné množství mezihvězdného vodíku, pak hlavním zdrojem optického záření z mlhoviny je světlo hvězd rozptýlené mezihvězdným prachem. . Příkladem takových mlhovin jsou mlhoviny kolem jasných hvězd v kupě Plejády.

Většina reflexních mlhovin se nachází v blízkosti roviny Mléčné dráhy. V řadě případů jsou reflexní mlhoviny pozorovány ve vysokých galaktických šířkách. Jde o plynno-prachová (často molekulární) mračna různých velikostí, tvarů, hustot a hmotností, osvětlená kombinovaným zářením hvězd v disku Mléčné dráhy. Je obtížné je studovat kvůli jejich velmi nízkému jasu povrchu (obvykle mnohem slabší než pozadí oblohy). Někdy, promítnuté na obrazy galaxií, vedou k tomu, že se na fotografiích galaxie objevují detaily, které ve skutečnosti neexistují - ohony, mosty atd.

Reflexní mlhovina "Anděl" se nachází ve výšce 300 pc nad rovinou galaxie

Některé reflexní mlhoviny mají kometární vzhled a nazývají se kometární. V „hlavě“ takové mlhoviny je obvykle proměnná hvězda T Tauri, která mlhovinu osvětluje. Takové mlhoviny mají často proměnnou jasnost, sledují (se zpožděním o dobu šíření světla) proměnlivost záření hvězd, které je osvětlují. Velikosti kometárních mlhovin jsou obvykle malé - setiny parseku.

Vzácnou reflexní mlhovinou je takzvané světelné echo pozorované po výbuchu novy v roce 1901 v souhvězdí Persea. Jasný záblesk nové hvězdy osvětlil prach a několik let byla pozorována slabá mlhovina, která se šířila všemi směry rychlostí světla. Kromě světelné ozvěny po vzplanutí nových hvězd vznikají plynové mlhoviny podobné zbytkům supernov.

Mnoho reflexních mlhovin má jemnovláknitou strukturu, systém téměř paralelních vláken o tloušťce několika setin nebo tisícin parseku. Původ vláken je spojen s flétnovou nebo permutační nestabilitou v mlhovině proražené magnetickým polem. Vlákna plynu a prachu oddělují magnetické siločáry a pronikají mezi ně a vytvářejí tenká vlákna.

Studium rozložení jasu a polarizace světla na povrchu reflexních mlhovin, stejně jako měření závislosti těchto parametrů na vlnové délce, umožňuje stanovit takové vlastnosti mezihvězdného prachu, jako je albedo, čára rozptylu, velikost, tvar a orientace prachová zrna.

Mlhoviny ionizované zářením

Mlhoviny ionizované zářením jsou oblasti mezihvězdného plynu vysoce ionizovaného zářením hvězd nebo jiných zdrojů ionizujícího záření. Nejjasnějšími a nejrozšířenějšími a také nejstudovanějšími zástupci takových mlhovin jsou oblasti ionizovaného vodíku (zóny H II). V H II zónách je hmota téměř úplně ionizována a zahřívána na teplotu ~10 4 K ultrafialovým zářením hvězd uvnitř nich. Uvnitř HII zón je veškeré záření z hvězdy v Lymanově kontinuu zpracováno na záření v liniích podřízených řad v souladu s Rosselandovým teorémem. Ve spektru difúzních mlhovin se proto vyskytují velmi jasné linie Balmerovy řady a také linie Lyman-alfa. Zářením hvězd jsou ionizovány pouze vzácné H II zóny nízké hustoty, v tzv. koronální plyn.

Mezi mlhoviny ionizované zářením patří i tzv. zóny ionizovaného uhlíku (zóny C II), ve kterých je uhlík téměř úplně ionizován světlem centrálních hvězd. Zóny C II se obvykle nacházejí kolem zón H II v oblastech neutrálního vodíku (HI) a projevují se rekombinačními rádiovými čarami uhlíku podobnými čarám vodíku a helia. Zóny C II jsou také pozorovány v infračervené linii C II (λ = 156 µm). Zóny C II se vyznačují nízkou teplotou 30–100 K a nízkým stupněm ionizace média jako celku: N e /N< 10 −3 , где N e и N концентрации электронов и атомов. Зоны C II возникают из-за того, что потенциал ионизации углерода (11,8 эВ) меньше, чем у водорода (13,6 эВ). Излучение звёзд с энергией E фотонов 11,8 эВ E 13,6 эВ (Å) выходит за пределы зоны H II в область H I, сжатую ионизационным фронтом зоны H II, и ионизует там углерод. Зоны C II возникают также вокруг звёзд спектральных классов B1-B5, находящихся в плотных участках межзвёздной среды. Такие звёзды практически не способны ионизовать водород и не создают заметных зон H II.

Mlhoviny ionizované zářením se také objevují kolem silných zdrojů rentgenového záření v Mléčné dráze a v jiných galaxiích (včetně aktivních galaktických jader a kvasarů). Často se vyznačují vyššími teplotami než v H II zónách a vyšším stupněm ionizace těžkých prvků.

planetární mlhoviny

Různé emisní mlhoviny jsou planetární mlhoviny tvořené horními výtokovými vrstvami hvězdných atmosfér; obvykle jde o skořápku, kterou shodila obří hvězda. Mlhovina se rozšiřuje a září v optickém dosahu. První planetární mlhoviny byly objeveny W. Herschelem kolem roku 1783 a byly tak pojmenovány pro jejich podobnost s planetárními disky. Ne všechny planetární mlhoviny však mají tvar disku: mnohé mají prstencový tvar nebo jsou symetricky protáhlé v určitém směru (bipolární mlhoviny). Uvnitř je patrná jemná struktura v podobě trysek, spirálek, malých kuliček. Rychlost rozpínání planetárních mlhovin je 20-40 km/s, průměr je 0,01-0,1 ks, typická hmotnost je asi 0,1 hmotnosti Slunce, životnost je asi 10 tisíc let.

Mlhoviny vytvořené rázovými vlnami

Rozmanitost a rozmanitost zdrojů nadzvukového pohybu hmoty v mezihvězdném prostředí vede k velkému počtu a rozmanitosti mlhovin vytvořených rázovými vlnami. Takové mlhoviny jsou obvykle krátkodobé, protože zmizí po vyčerpání kinetické energie pohybujícího se plynu.

Hlavními zdroji silných rázových vln v mezihvězdném prostředí jsou hvězdné exploze - výrony skořápek při explozích supernov a nových hvězd a také hvězdný vítr (důsledkem jeho působení vznikají tzv. bubliny hvězdného větru ). Ve všech těchto případech se jedná o bodový zdroj výstřiku látky (hvězda). Takto vytvořené mlhoviny mají podobu rozpínající se slupky, téměř kulovitého tvaru.

Vyvržená hmota má rychlosti řádově stovky a tisíce km/s, takže teplota plynu za čelem rázové vlny může dosahovat mnoha milionů až miliard stupňů.

Plyn zahřátý na teplotu několik milionů stupňů vyzařuje především v oblasti rentgenového záření, a to jak ve spojitém spektru, tak ve spektrálních čarách. V optických spektrálních čarách svítí velmi slabě. Když rázová vlna narazí na nehomogenity v mezihvězdném prostředí, ohne se kolem těsnění. Uvnitř těsnění se šíří pomalejší rázová vlna, která způsobuje záření ve spektrálních čarách optického rozsahu. Výsledkem jsou světlá vlákna, která jsou jasně viditelná na fotografiích. Hlavní rázová fronta, stlačující sraženinu mezihvězdného plynu, ji uvádí do pohybu ve směru jejího šíření, ale pomaleji než rázová vlna.

Zbytky supernovy a nové hvězdy

Nejjasnější mlhoviny vytvořené rázovými vlnami jsou způsobeny výbuchy supernov a nazývají se zbytky supernov. Hrají velmi důležitou roli při utváření struktury mezihvězdného plynu. Spolu s popsanými vlastnostmi se vyznačují netermální radiovou emisí s mocninovým spektrem, způsobenou relativistickými elektrony urychlenými jak při výbuchu supernovy, tak později pulsarem, který po výbuchu obvykle zůstává. Mlhoviny spojené s výbuchy nov jsou malé, slabé a krátkodobé.

Mlhoviny kolem Wolf-Rayetových hvězd

Thorova helma - mlhovina kolem Wolfovy hvězdy - Rayet

Další typ mlhovin vytvořený rázovými vlnami je spojen s hvězdným větrem z Wolf-Rayetových hvězd. Tyto hvězdy se vyznačují velmi silným hvězdným větrem s hmotnostním tokem za rok a výstupní rychlostí 1·10 3 -3·10 3 km/s. Vytvářejí mlhoviny o velikosti několika parseků s jasnými vlákny na okraji astrosféry takové hvězdy. Na rozdíl od zbytků výbuchů supernov je radiová emise těchto mlhovin tepelného charakteru. Životnost takových mlhovin je omezena délkou pobytu hvězd ve stadiu Wolf-Rayetovy hvězdy a blíží se 10 5 letům.

Mlhoviny kolem O hvězd

Vlastnosti jsou podobné mlhovinám kolem Wolf-Rayetových hvězd, ale vznikají kolem nejjasnějších horkých hvězd spektrálního typu O-O, které mají silný hvězdný vítr. Od mlhovin spojených s Wolf-Rayetovými hvězdami se liší nižší jasností, větší velikostí a zjevně delší délkou života.

Mlhoviny v oblastech tvorby hvězd

Mlhovina Orion A je obří hvězdotvorná oblast

Rázové vlny nižších rychlostí vznikají v oblastech mezihvězdného prostředí, ve kterých dochází ke vzniku hvězd. Vedou k zahřívání plynu až na stovky a tisíce stupňů, excitaci molekulárních hladin, částečné destrukci molekul, zahřívání prachu. Takový