Друк

[Гість]

Ласкаво просимо, Гість. Будь ласка, увійдіть або зареєструйтеся.
21 Листопада 2024, 13:30:36

1 година 1 день 1 тиждень 1 місяць Назавжди

Увійти

[Новини]

•    Новини
•      Астрономія
•      Астрозаходи
•    Життя клуба
•      Новини
•      Проекти
•      Заходи
•      Звіти про спостереження
•      Документи
•    Статті
•      Обладнання та телескопи
•      Спостереження
•      Астрофотографія
•      Астрософт
•      Астрономія в Україні
•      Астрономи шуткують
•      Інше
•     
•      Файловий архів

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

[tlgleonid]

Если ясной зимней ночью посмотреть внимательно на нижнюю часть созвездия Ориона, то под его поясом из трех звезд можно увидеть туманную звезду. В этом месте находится одна из самых ярких и известных туманностей на небе - туманность Ориона. Достаточно посмотреть на нее в небольшой бинокль, что бы увидеть клочок тумана, в который погружено несколько звезд. Остается только удивляться, что этот объект небыл известен с глубокой древности. Лишь некоторые легенды североамериканских народов дают повод предположить, что народу Майя было известно о существовании этого туманного облачка. Лишь с появлением телескопа местоположение туманности заинтересовало наблюдателей. Вероятнее всего, первым человеком, заметившим туманность был Николас-Клауде Фабри де Переск, который направил сюда свою трубу в 1610 году. Йоган Цизатус независимо также открыл этот объект. Сам создатель телескопа, Галилео Галилей направил свою трубу в эту область неба лишь в 1617 году. Однако, даже в этот раз Галилео не увидел туманности и обратил лишь внимание на интересную кратную звезду. Эту кратную звезду вместе с туманностью, принял за одиночную звезду и внес в свой каталог Птолемей. В атласе Байера, увидевшего свет в 1603 году, эта звезда обозначена как тета Ориона.
   Ни открытие Цизаруса, ни открытие Фабри де Переска не стали достоянием общественности. Поэтому лавры первооткрывателя туманности достались Христиану Гюйгенсу, который сообщил о ее обнаружении в 1656 году. Его взгляду предстала поистине великая туманность с поперечником около градуса. Когда же на туманность в 1774 году посмотрел Уильям Гершель, то он описал ее как "бесформенный сияющий туман, содержащий хаотично-расположенное сырье для будущих Солнц". В каталог Месье данная туманность попала под номером М42.
   В 1654 году Джованни Батиста Годиерна обнаружил еще одну яркую туманность уже на летнем небе в созвездии Стрельца и описал ее, как бесформенную туманность. Независимо обнаружил туманность в 1680 году Джон Фламстид, который обратил внимание и на туманность и на лежащую на ее краю тесную группу звезд. В каталог Мессье этот объект попал под номером М8, причем указанные Мессье координаты оказались близкими именно к рассеянному скоплению, хотя безусловно, великий француз видел и туманное облако. Большинство наблюдателей того времени не разделяли туманность и скопление и только Уильям Гершель в своем каталоге приводил им разные обозначения. М8 в его инструмент выглядела вытянутым туманным облаком с размером от 40 угловых минут до полутора градусов. В самом же центре туманности Гершель увидел крошечную яркую туманность, похожую на песочные часы.

[tlgleonid]

Джон Фламстид обнаружил в 1690 году еще одну интересную туманность, в этот раз в созвездии Единорога. Сейчас мы ее знаем, как "Розетку" и она стала одним из любимых среди астрофотографов объектов, благодаря своим большим размерам. Эта туманность напоминает огромное круглое облако с поперечником больше градуса. Однако Фламстид увидел лишь небольшой клочок тумана, в который погружена группа звезд. Для телескопов того времени этот объект был столь невыразителен, что даже не попал в каталог Месье. Только Уильям Гершель смог увидеть еще несколько клочков тумана по соседству с самым ярким, но он даже не понял, что все эти слабые туманные пятна образуют один объект. Соответственно, и получили самые яркие части туманности свои номера. В каталоге Дрейера это NGC2237, NGC2238, NGC2239, NGC2246. обозначение NGC2244 получила группа звезд, которая, как оказалось уже позже, также входит в состав объекта.
    Следующий объект подобного рода был замечен только в 1731 году Жан-Жаком Дорос де Майраном. Он обратил внимание, что возле Большой туманности Ориона присутствует еще один небольшой клочок тумана. Он отделен от своей соседки темным промежутком. Де Майран описал туманность, как сияющее облако света, окружающее звезду и похоже на атмосферу нашего Солнца. Шарль Месье выделил этому объекту отдельный номер в каталоге: М43. Включил в свой каталог эту туманность и Уильям Гершель, хотя он и старался избегать включения в него объектов Месье.  Через некоторое время выяснилось, что М43 содержит в себе небольшое рассеянное скопление, состоящее из слабых звезд. Эта туманность видна в любой телескоп, но увидеть ее форму, похожую на запятую, удается уже только в 100мм. инструменты. В 200 мм инструменты на восточной границе туманности становятся видны темные впадины и трещины.
   Спустя пол века в 1745 году Филипп Лойс де Шезо обнаружил  в созвездии Стрельца очень красивую и яркую туманность. За свою необычную форму она удостоилась множества прозвищ: "Лебедь", "Омега", "Подкова". Жителям южнее экватора она показалась похожей на омара. Не удивительно, что она попала в каталог Месье, как М17, поскольку Шарль Месье ее обнаружил независимо от Шезо.

[tlgleonid]

   Рядом с М17, но уже в современном созвездии Змеи, Шезо увидел еще и красивую звездную россыпь. Когда на эту россыпь навел свой телескоп Шарль Мессье, он также не увидел ничего, кроме звездного скопления, однако в следующий раз, 3 июня 1764 года Мессье заметил, что звезды скопления окутаны как бы слабым сиянием. Эту туманность он занес в свой каталог под номером 16. В прочем, другие наблюдатели туманность в этом месте так и не увидели. Не увидел ее даже Уильям Гершель, поэтому М16 долгое время считалась лишь красивым рассеянным скоплением. Только с появлением фотопластинок Барнард переоткрыл туманность. Но фотографии она имела форму, похожую на Орла. В настоящее время она так и называется - туманность "Орел".
   В том же 1764 году Шарль Мессье обратил внимание еще на одну, достаточно округлую туманность в созвездии Стрельца, которую мы теперь знаем, как М20. Для небольшого телескопа Мессье она выглядела группой звезд 8 и 9 звездной величины, окутанной округлой туманностью. Уильям Гершель же через 22 года увидит на этом месте целый комплекс туманностей, каждой из которых присвоит свой номер. То, что это один объект, разделенный темными прожилками, догадался сын Уильяма Гершеля - Джон Гершель. Поскольку туманность на фотографиях напоминает цветок с тремя лепестками, туманность была названа "трехдольной".
   Множество других туманностей, которые мы сейчас знаем, были выявлены намного позже. Так, очень хорошо известная туманность "Северная Америка" в созвездии Лебедя была открыта Джоном Гершелем только в 1833 году. Понимание того факта, что эти туманности представляют собой совершенно отличные от других известных в то время туманностей пришел еще позже. Так, в 1865 году Уильям Хаггинс провел спектральный анализ туманности Ориона (М42). Выяснилось, что спектр у нее, как и у планетарных туманностей, состоит из ярких эмиссионных линий. Это означало, что туманности светят холодным, переизлученным светом других звезд. В этом они схожи с планетарными туманностями, однако в отличие от них имеют другие яркие линии. Оказалось, что это хорошо наблюдаемые линии электронных переходов в атомах водорода. Объяснение природы появления этого спектра пришло только в первой половине ХХ века, когда был создан математический аппарат квантовой физики, позволивший вычислять точные значения энергии квантовых переходов. Атом водорода состоит из ядра - единственного протона, и единственно электрона, который "вращается" вокруг ядра. Если бы электрон был бы не связан с атомным ядром, он мог бы позволить себе иметь любую энергию. Однако когда электрон движется по своей орбите вокруг атомного ядра, то его энергия, согласно квантовой механике, может принимать вполне конкретные определенные значения. Эти значения вычисляются путем решения уравнения Шредингера. Для атома водорода таких уровней бесконечно много, но их можно пронумеровать. Соответствующее уровню целое число n называется главным квантовым числом и может принимать целые значения от одного до бесконечности.

[tlgleonid]

Уровень с n=1 называют основным уровнем, и на нем электрон может находиться сколь угодно долго. Под действием внешнего излучения электрон может переходить на более высокие энергетические уровни. Такие уровни называют возбужденными. Поскольку электрон не может находиться на таких уровнях сколь угодно долго, он переходит на более низкие уровни. В диффузных туманностях атомы не находятся все время в одном и том же состоянии. Квантовый мир довольно кипуч, в нем все время с электронами сталкиваются фотоны или другие частицы или происходит излучение частиц. Если электрон в своем движении вокруг атома столкнется с фотоном, то он может поглотить его или отобрать часть энергии, в результате чего состояние атома изменится. Такие изменения состояния атома называют квантовым переходом, поскольку происходят они мгновенно. Только что система была в одном состоянии и вот она уже в другом состоянии. Переходы с верхних уровней на основной сопровождаются излучением фотона со строго определенной энергией, а значит и длинной волны. Эти фотоны мы и воспринимаем, как эмиссионное излучение. Переходы с более высоких уровней на первых порождают спектр линий, называемый серией Лаймана. По имени открывателя этой серии уровни обозначают латинской буквой L c греческим индексом, показывающим с какого уровня перешел электрон. Например, переход со второго уровня на первый обозначают L-альфа, переход с третьего уровня на первый -  L-бета, переход с четвертого уровня на первый -  L-гамма и т.д. Однако все эти линии лежат в ультрафиолетовой области и любителям астрономии они не интересны. Переходы на второй уровень с более высоких уровней обозначают буквой H (читается аш) и также с греческим индексом. Например, переход с уровня с n=3 на уровень с n=2 обозначают H-альфа, переход с уровня с n=4 на уровень с n=2 обозначают H-бета и т.д. Эта серия линий интересна тем, что излучение при таких переходах видно невооруженным глазом, а серия переходов называется серией Бальмера. Следующие серии Пашена, Брекета, Пфунда и т.д. имеют излучение, лежащее в инфракрасной области или даже в области радиоволн.
Вернемся к серии Бальмера. Понятно, что электрон окажется на 3 уровне с большей вероятностью, чем на четвертой, поэтому линия излучения Аш-Альфа водородных туманностей будет в несколько раз интенсивнее, чем Аш-Бета. Однако длина волны излучения Аш-альфа равна 656.2 нанометра, что находится у красной границы чувствительности колбочек глаза и за пределами чувствительности палочек. Именно поэтому наиболее зоркие наблюдатели, как отметил Араго, замечали сине-зеленые оттенки туманности Ориона или туманности Омега.
Благодаря тому, что туманности в линии Аш-Альфа светят намного ярче, многие туманности, которые практически недоступны глазу, могут быть легко сфотографированы. Впервые это показал Генри Дрепер, сняв туманность Ориона 30 сентября 1880 года. В 1882 году он при помощи 137 минутной выдержки смог зафиксировать множество слабых частей туманностей М42 и М43. С ростом возможностей фотопластинок и фотопленок сделать снимок этих туманностей становилось все легче. Так, советские любители астрономии получали прекрасные снимки М42 с выдержкой всего около 5 минут. Для съемки на современные цифровые аппараты требуется уже всего 15-30 секунд.
Снимки туманности Ориона позволили узнать много подробностей о структуре туманности. Оказалось, что она состоит как-бы из сплетенных темных и светлых волокон, внешний вид которых похож на карту горного хребта. М42 и М43 оказались часть одной туманности, которая включает в себя еще множество более слабых сгустков. Причем размеры этого гигантского облака оказались чрезвычайно велики. Даже открытая в 1900 году Барнардом длинная узкая туманность на западной окраине созвездия Ориона также оказалась принадлежащей этой туманности. Еще один сгусток этого молекулярного облака был обнаружен на фото Пикерингом в 1889 году. Сейчас этот сгусток носит обозначение IC434. Известность этой туманности принесло открытие, сделанное 25 января 1900 года Иссаком Робертсом, обнаружившим, что у резкого края туманности есть темная впадина, удивительным образом напоминающая силуэт головы лошади. Сейчас мы знаем эту туманность, как туманность "Конская голова". Она представляет собой такое же облако водорода, но находящееся ближе к нам и не освещенное светом звезды.
В 1912 году Слипхер обнаружил слабую туманность, в которую погружены яркие звезды созвездия Плеяд. А через 7 лет в 1919 году Слипхер обнаружил, что спектр туманности М78 резко отличается от спектра туманности Ориона, поскольку не содержит отдельных эмиссионных линий. Такой же спектр оказался и у туманности в Плеядах. Стало понятно, что существует два вида туманностей: эмиссионные и диффузные.
Спектральные исследования также показали, что в диффузных туманностях присутствуют атомы и молекулы многих веществ, но основную массу образуют водород и гелий, причем на долю водорода приходится 90% атомов, а на долю гелия - около 10%. На остальные атомы, такие как углерод, кислород, азот, неон, аргон приходится не более 0.01%. Встречаются в небольших количествах и молекулы водорода, воды, метана и других веществ. Но помимо газа, в туманностях есть и пыль. Пылинки имеют размеры от десятка нанометров до нескольких микрон в поперечнике и состоят из окиси кремния (песок) и частичек железа. В разных туманностях пыль присутствует в разных пропорциях, но из-за такого соседства диффузные туманности называют газопылевыми облаками.
Газовые туманности, не смотря на свои колоссальные размеры, видны благодаря звездам, которые их подсвечивают. Однако звезды бывают разные. Чаще всего подсвечивающая звезда довольно холодная и водород в туманностях неионизирован. Иными словами атомы водорода состоят из электрона и протона. Горячие же звезды спектрального класса "О" излучают столь много света с короткими длинами волн и, соответственно, высокой энергией, что частицы света - фотоны - выбивают электроны и водород становится ионизированным. Облака, в которых водород неионизирован, называют областями нейтрального водорода или областями HI, а облака, в которых наблюдается высокая степень ионизации называют областями ионизированного водорода или областями HII. Не смотря на то, что большую часть галактики заполняют области нейтрального водорода, самые красочные туманности относятся все-таки к областям HII. Ионизированные облака очень сильно разогреваются и температура газа в них доходит до 6000 Кельвинов и более. Чем ярче подсвечиваваемая звезда, тем эта область больше и ее размеры могут составлять от нескольких десятых парсека до сотен парсек. В таких облаках и плотность газа заметно выше, чем в облаках нейтрального водорода и доходит до нескольких сотен атомов на кубический сантиметр. В этом случае ионизированные облака медленно расширяются.
Любопытно, что если в процессе расширения такой газ встретит область HI, поглощение не происходит и область HII как бы огибает область нейтрального водорода. Врезультате видно темное вкрапление в диффузной туманности - темную туманность. Как правило эти темные туманности видны в виде вытянутых жгутов или сферических сгустков. Первые часто называют "слоновьими хоботами", а последние -  "глобулами". Поскольку спектр излучения областей HII состоит преимущественно из линий  водорода, а также, характерных для планетарных туманностей, запрещенных линий ионизированного кислорода, такие туманности называют эмиссионными.
Отражательные туманности состоят из неионизированного водорода и видны только благодаря находящейся в них пыли. Нейтральный водород можно наблюдать также благодаря сверхтонкому расщеплению, дающему излучение в радиодиапазоне на длине волны в 21 сантиметр. Но это уже доступно только радиотелескопам.
Астрофотография позволила увидеть области с газовыми облаками и в других галактиках. Они отлично видны, как бусинки, нанизанные на спиральные рукава. Чем лучше развиты спиральные рукава, тем больше газовых туманностей в галактике. Если в галактиках класса Sa такие облака занимают около 1% массы галактики, то в галактиках типа Sc удельная их масса доходит до 10%. Но больше всего газопылевых облаков в неправильных галактиках  - около 16%. А вот эллиптические галактики таких туманностей не имеют вообще.

Подякували

1 :gordon2903

[tlgleonid]

В нашей же галактике диффузных туманностей не так уж и много. Атлас Уранометрия-2000 содержит всего лишь 377 таких объектов. Но описать и классифицировать эти туманности довольно сложно. Приводимые угловые размеры могут служить лишь для ориентира - уж очень сложная форма у этих объектов. Практически лишена смысла и величина блеска туманности, поскольку плотность распределение яркости крайне неравномерно. Среди характеристик туманности наибольшее распространение получили характеристики Линда из каталога LBN. Для яркости туманности введено шесть градаций. 1 - очень яркая и легкодоступная туманность. Самые трудные для обнаружения отнесены к 6-му классу яркости. Также встречается и класс цвета туманности. Всего выделено 4 класса.
1. Более яркая в синих лучах на пластинках Паломарского обзора. Как правило, это отражательные туманности.
2. Яркость туманности на пластинках Паломарского обзора в красных и синих лучах примерно равны. Обычно это частично ионизированные облака.
3. Более яркая в красных лучах. Это преимущественно яркие эмиссионные туманности.
4. Присутствует только на снимках Паломарского обзора в красных лучах. Обычно это слабые водородные туманности - области HII.

Что бы наблюдать отражательные туманности, достаточно иметь более-менее приличный телескоп с безупречной оптикой. А вот для эмиссионных туманностей очень пригодятся дипскай фильтры. Туманности, состоящие практически из одного водорода видны в линии Аш-Бета, но фотографировать их лучше с фильтром Аш-Альфа. К такому типу туманности относится туманность Калифорния в созвездии Персея, которую можно увидеть только с фильтром. Некоторые туманности очень богаты кислородом и для их наблюдения оказывается очень полезным применение фильтра OIII. К таким туманностям относится "Северная Америка", "Серп", "Розетка". Некоторые же туманности настолько ярки, что не требуют фильтров и представляют собой красивое зрелище даже в небольшой телескоп, например М42 или  М17.

[SP]

Калифорния в Персее, Паломарский обзор. Ну и фамилии, как всегда, - вольный перевод автора.

[tlgleonid]

Спасибо, подправил. По фамилиям, пожалуйста поконкретнее...

[SP]

Николас-Клауде Фабри де Переск -- Николя-Клод Фабри де Пейрак.
Цизатус (Цизарус в другом меcте) - принято Кизат, хотя можно оставить и так.
Фламстида принято писать через «э».
Филипп Лойс де Шезо-- принято именовать Жан Филипп Шезо.
Хаггинс - принято Хёггинс.
Иссаком -- Исааком.

[himik]

Ионизированные облака очень сильно разогреваются и температура газа в них доходит до 6000 Кельвинов и более. Чем ярче подсвечиваваемая звезда, тем эта область больше и ее размеры могут составлять от нескольких десятых парсека до сотен парсек.

Здесь точно должна быть "подсвечиваемая" или, все же, "подсвечивающая"?

[himik]

Стало понятно, что существует два вида туманностей: эмиссионные и диффузные.

Что то уже раз третий перечитываю дальше и не могу понять - чем они отличаются эмиссионные и диффузные?
Я вообще думал, что есть диффузные, которые включают эмиссионные и есть не диффузные.
А здесь по тексту вообще не понял, где заканчивается описание диффузных и начнается описание эмиссионных.

Т.е. планетарные туманности - это те, которые остались звезды. Звезда пережгла водород, сбросила оболочку, в которой водорода почти не осталось, а кислорода довольно много. А диффузная туманность - это как раз огромные запасы водорода. Так?

[himik]

Вот что по этому поводу пишет википедия

Диффузная (светлая) туманность — в астрономии, общий термин, используемый для обозначения излучающих свет туманностей. Три типа диффузных туманностей — это отражательная туманность, эмиссионная туманность и остатки сверхновой. Диффузным туманностям противопоставляют недиффузные тёмные туманности, то есть туманности, молекулы которых сильно рассредоточены.

[SP]

Диффузным туманностям противопоставляют недиффузные тёмные туманности, то есть туманности, молекулы которых сильно рассредоточены.

Имхо, фигня какая-то: разница между ними только в освещённости. Увеличение яркости звезды неподалёку (фуор скажем) - и тёмная туманность превращается в светлую, то есть диффузную.
Скорее всего диффузным противопоставляются планетарные, имеющие другой спектр (природу).

[komandor]

Может немножко не так "загну" , но на мой взгляд любая туманность не лишена диффузных процессов . Практически в каждой из них происходит экскурсия ("перетекание") составляющего вещества из областей с большей концентрацией в области с низкой (стремясь к равномерности распределения его в пространстве), будь то газ, пыль, температура или электро-магнитное излучение.

[himik]

Практически в каждой из них происходит экскурсия ("перетекание") составляющего вещества из областей с большей концентрацией в области с низкой (стремясь к равномерности распределения его в пространстве), будь то газ, пыль, температура или электро-магнитное излучение.

Ну мне тоже так кажется и вместе с тем:

Любопытно, что если в процессе расширения такой газ встретит область HI, поглощение не происходит и область HII как бы огибает область нейтрального водорода.

[himik]

По какому признаку туманности относят к диффузным?

[tlgleonid]

В физике есть понятие диффузного отражения (рассеяния) света. О нем говорят, когда свет, падающий от источника на объект, отражается от него во всех направлениях (в идеале - по закуну Ламбрета). Насколько я понимаю, диффузными называют такие туманности, в которых происходит именно диффузное рассеяние света, то есть отражательные туманности.
Эмиссионные туманности светятся сами. Они поглощают свет звезд и вновь его излучают. Но это все безформенные межзвездные облака.
Планетарные туманности имеют другую физику - это сброшенные оболочки звезд в результате некатастрофических процессов. Они могут состоять как из одного водорода (водородная звезда Кемпбела) так и из других газов: кислорода, азота и т.п.
Остатки сверхновых - это значительная часть звездных масс, выброшенная в пространство в результате взрыва, в которых находится чуть ли не вся таблица менделеева.
Темные туманности - это обычные туманности, которые не подсвечены.

[himik]

диффузными называют такие туманности, в которых происходит именно диффузное рассеяние света, то есть отражательные туманности.
Эмиссионные туманности светятся сами. Они поглощают свет звезд и вновь его излучают.

Тогда я понял к чему вся первая часть этой статьи. Статья о диффузных туманностях, а здесь о том, что сначала излучение звезды возбуждает атомы водорода, потом электрон переходит на более энергетически низкую орбиту с высвобождением энергии в виде фотона. Это фактически то, что опичано в цитате, как эмиссионная туманность.

Теперь у меня полная каша.