ТУМАННОСТИ
Туманности — светящиеся или темные облака межзвездного газа и пыли (см. Межзвездная среда). Существует несколько видов туманностей. Если посмотреть на созвездие Ориона, сверкающее зимой в южной стороне неба, то под его тремя яркими звездами (поясом Ориона) легко найти три слабые звездочки, из которых среднюю окружает слабое туманное мерцание. Это известная газопылевая диффузная Туманность Ориона. Она представляет собой громадное облако газа и пыли, в которое погружено много звезд. Свечение его возбуждается горячими звездами.
Газовые туманности, как и звезды, в основном состоят из водорода. Кроме того, в них есть другие химические элементы — гелий, азот, кислород и более тяжелые. Размеры туманностей огромны: от одного края до другого свет идет несколько лет, а общая масса туманности обычно составляет десятки, сотни, а иногда и тысячи масс Солнца.
Газовые диффузные туманности могут иметь самый разнообразный вид. Так, в созвездии Лебедя находятся туманности, получившие за свой вид названия: Пеликан, Северная Америка. В созвездии Единорога есть туманность Розетка.
Диффузные туманности подразделяются на эмиссионные, спектры излучения которых состоят в основном из эмиссионных линий; отражательные, имеющие непрерывный спектр с линиями поглощения, соответствующий спектру звезды, освещающей туманность; темные — плотные, несветящиеся газопылевые облака, поглощающие излучение светлого фона неба.
Эмиссионные туманности — это области ионизованного газа вокруг горячих О-звезд (см. Спектральная классификация звезд), ультрафиолетовое излучение которых является источником энергии свечения газа туманности. Они имеют размеры до десятков парсек. Температура в центральных областях туманности равна 8000—10 000 К, на периферии — несколько ниже. Эмиссионная туманность расширяется под действием давления горячего газа. Если на пути встречаются небольшие уплотнения межзвездного газа и пыли, расширяющаяся туманность огибает их. В результате этого образуются плотные сгустки — глобулы, яркие ободки — римы, вытянутые жгуты, кометообразные туманности.
Отражательные туманности представляют собой плотные газопылевые облака, освещаемые расположенными неподалеку звездами спектральных классов В5—В9. Такие туманности меньше по размеру и значительно менее яркие, чем эмиссионные; их светимость в десятки раз ниже светимости освещающих их звезд.
Темные туманности представляют собой плотные газопылевые облака, вблизи которых нет возбуждающих или освещающих их звезд. Они видны на фоне Млечного Пути или светлой туманности как темные образования. Наиболее плотные из них называются угольными мешками.
Наряду с большими клочковатыми, размытыми или волокнистыми диффузными туманностями существуют туманности очень маленькие, правильной округлой формы — планетарные. Их назвали так за внешнее сходство с дисками планет, наблюдаемыми в телескоп.
В центре каждой планетарной туманности находится слабая, очень горячая звезда — ядро. Температура планетарных туманностей доходит до 10 000 — 20 000 К, плотность — тысячи атомов в 1 см3, степень ионизации элементов выше, чем в диффузных туманностях, и падает от центра к краю. Планетарные туманности расширяются со скоростью 10—30 км/с. Размеры планетарных туманностей достигают 0,1 — 1 пс, масса очень мала — она составляет всего лишь десятые или даже сотые доли массы Солнца. Образование планетарных туманностей и их ядер является закономерным результатом эволюции определенного типа звезд — красных гигантов. В конце жизни красный гигант сбрасывает внешние слои газа, которые образуют медленно расширяющуюся оболочку. «Обнажившаяся» горячая внутренняя часть звезды сжимается и превращается в ядро планетарной туманности. Постепенно остывая, ядро превращается в обычный белый карлик, а сама планетарная туманность расширяется и со временем рассеивается в межзвездной среде.
У планетарных туманностей наблюдаются разные формы. Многие из них кольцеобразные, как, например, туманность в созвездии Лиры. Есть туманности, которые за их форму названы Совой, Гантелью, Сатурном. Известно свыше 1000 планетарных туманностей.
Остатки вспышек сверхновых звезд — еще один тип эмиссионных туманностей. Это относительно слабые (исключение составляет Кра-бовидная туманность) протяженные туманности, как правило, симметричной формы, часто отличающиеся удивительно тонкой ажурной структурой. Вспышка сверхновой — катастрофический процесс в конце эволюции звезды, при котором массивная внешняя оболочка звезды отделяется и с высокой скоростью выбрасывается наружу, а центральная часть сжимается. При этом возникает сферическая ударная волна, распространяющаяся в межзвездной среде со скоростью 10 тыс. км/с. Через сотни лет на месте катастрофы наблюдается туманность — молодой остаток вспышки, представляющий собой выброшенное при взрыве вещество. Наиболее известные туманности этого типа — Крабовидная и Кассиопея А. Спектральные наблюдения таких туманностей показали, что они продолжают разлетаться со скоростями около 5—10 тыс. км/с и уже удалились на расстояния 1—2 пс от центра вспышки. Ударная волна, вызванная разлетом оболочки сверхновой, постепенно замедляется, сгребая и выметая окружающий межзвездный газ. За тысячи и десятки тысяч лет образуется плотная оболочка из «нагребенного» межзвездного газа, размер которой достигает 20—40 пс. Свечение этой оболочки мы наблюдаем как тонковолокнистые туманности — старые остатки вспышек сверхновых, такие, как Петля Лебедя, Петля в Единороге, туманность Симеиз 147 и др. Эти туманности продолжают расширяться, со временем они затормозятся еще сильнее, их свечение ослабеет, и оболочки рассеются.
Генетическая связь туманности со звездами определяет круговорот вещества во Вселенной. Звезды образуются из газовой материи, обогащают ее тяжелыми элементами в результате происходящих в них ядерных реакций и затем выбрасывают вещество в межзвездную среду: непрерывно в процессе эволюции (в виде звездного ветра), путем сброса оболочек планетарных туманностей или при вспышках сверхновых. Согласно современным представлениям, сгребание газа расширяющимися эмиссионными туманностями и остатками сверхновых стимулирует начало звездообразования в плотных газопылевых комплексах.
