Mgławice galaktyczne. Materia międzygwiazdowa i mgławice

Wcześniej definicja „mgławicy” oznaczała dowolne zjawisko statyczne w przestrzeni, które ma wydłużony kształt. Następnie koncepcja ta została doprecyzowana poprzez bardziej szczegółowe zbadanie tajemniczego obiektu. Spróbujmy dowiedzieć się, jaki jest taki odcinek ośrodka międzygwiazdowego.

Koncepcja mgławicy w przestrzeni

Mgławica to obłok gazu zawierający w sobie ogromną liczbę gwiazd. Blask tych ciał niebieskich pozwala chmurze świecić różnymi kolorami. Przez specjalne teleskopy np formacje kosmiczne wyglądają jak osobliwe plamy z jasną podstawą.

Niektóre obszary międzygwiazdowe mają dość wyraźne kontury. Wiele znanych nagromadzeń gazu to pasma mgły, które rozprzestrzeniają się różne strony strumienie i ma rozproszoną formę pochodzenia.

Przestrzeń znajdująca się pomiędzy gwiazdami mgławicy nie jest pustą substancją. Cząstki o zróżnicowanym charakterze skupiają się tutaj w dość małych ilościach, do których zaliczają się atomy niektórych substancji.

Rozróżniają pochodzenie formacji rozproszonych i planetarnych w przestrzeni. Charakter ich powstawania znacznie się od siebie różni, dlatego konieczne jest dokładne zrozumienie struktury powstawania poszczególnych mgławic. Obiekty planetarne są produktem aktywności głównych gwiazd, a rozproszone reprezentują konsystencję po powstaniu gwiazd.

Mgławice pochodzenia rozproszonego znajdują się w ramionach spiralnych galaktyk. Taki kosmiczny związek gazu i pyłu w większości przypadków kojarzy się z dużymi i zimnymi chmurami. W tym obszarze tworzą się gwiazdy, dzięki czemu mgławica rozproszona jest bardzo jasna.

Wychowanie tego rodzaju nie ma własnego źródła pożywienia. Istnieje energetycznie dzięki gwiazdom o podwyższonej temperaturze, które znajdują się obok niego lub w jego wnętrzu. Kolor takich mgławic jest przeważnie czerwony. Czynnik ten wynika z faktu, że zawierają duża liczba wodór. Odcienie zieleni i błękitu wskazują na obecność azotu, helu i niektórych metali ciężkich.

W gwiezdnym obszarze Oriona można zaobserwować bardzo małe mgławice o formacji rozproszonej. Formacje te są bardzo małe na tle gigantycznej chmury, która zajmuje prawie cały opisywany obiekt. W konstelacji Byka realistyczne jest wykrycie jedynie kilku mgławic w pobliżu dość młodych gwiazd typu T. Ta odmiana wskazuje, że wokół jasnych ciał niebieskich pojawia się dysk.

Mgławica planetarna w kosmosie to powłoka, której energia jest oddawana w końcowej fazie formowania przez gwiazdę pozbawioną rezerw wodoru w jądrze. Po takich zmianach ciało niebieskie zamienia się w czerwonego olbrzyma, zdolnego oderwać swoją warstwę powierzchniową. W wyniku zdarzenia we wnętrzu obiektu czasami panuje temperatura przekraczająca 100 stopni Celsjusza. W rezultacie gwiazda ulega deformacji w taki sposób, że staje się białym karłem pozbawionym źródła energii i ciepła.

W latach 20. ubiegłego wieku nastąpił rozgraniczenie pomiędzy definicjami „mgławicy” i „galaktyki”. Podział, który nastąpił, zbadano na przykładzie powstawania w regionie Andromedy, który jest rozległą galaktyką składającą się z biliona gwiazd.

Główne typy mgławic

Edukację kosmiczną klasyfikuje się według różnych parametrów. Wyróżnia się następujące typy mgławic: refleksyjną, ciemną, emisyjną, planetarne skupiska gazów oraz produkt resztkowy po aktywności supernowe. Podział dotyczy także składu mgławic: jest gaz i pył materia kosmiczna. Przede wszystkim zwraca się uwagę na zdolność takich obiektów do pochłaniania lub rozpraszania światła.

Ciemna Mgławica

Ciemne mgławice to dość gęste związki międzygwiazdowego gazu i pyłu, których struktura jest nieprzezroczysta pod wpływem pyłu. Gromady tego typu można czasem zaobserwować na tle Drogi Mlecznej.

Badanie takich obiektów zależy od wskaźnika AV. Jeśli dane są dość wysokie, eksperymenty przeprowadza się wyłącznie przy użyciu technologii astronomii submilimetrowej i fal radiowych.

Przykładem takiej formacji jest Koński Łeb, powstały w konstelacji Oriona.

Takie stężenia rozpraszają światło niesione przez pobliskie gwiazdy. Obiekt ten nie jest źródłem promieniowania, a jedynie odbija promieniowanie.

Tego typu chmura gazowo-pyłowa zależy od położenia gwiazd. Z bliskiej odległości następuje utrata międzygwiazdowego wodoru, co prowadzi do przyrostu energii z rozproszonego pyłu galaktycznego. Gromada Plejad - najlepszy przykład opisane zjawisko kosmiczne. W większości przypadków takie skupiska gazu i pyłu znajdują się w pobliżu Drogi Mlecznej.

Mgławice świetlne dzielą się na następujące podtypy:

Kometa. U podstaw tej formacji leży gwiazda zmienna. Oświetla opisany obszar ośrodka międzygwiazdowego, ale ma zmienną jasność. Rozmiary obiektów sięgają setek ułamków parseka, co wskazuje na możliwość szczegółowego zbadania takich stężeń gazów i pyłów w przestrzeni kosmicznej.
Lekkie echo. Zjawisko to jest dość rzadkie i badane jest od początku ubiegłego wieku. Konstelacja Perseusza po wybuchu supernowej w 2001 roku umożliwiła obserwację podobnej zmiany w sferze kosmicznej. Błyska Wielka siła aktywowany pył, który przez kilka lat utworzył umiarkowaną mgławicę.
Substancja odblaskowa o włóknistej strukturze. Wymiary tej odmiany to setki lub tysiące ułamków parseka. Siły pola magnetycznego gromady gwiazd są rozrywane przez ciśnienie zewnętrzne, po czym w te pola wprowadzane są obiekty gazowo-pyłowe i powstaje rodzaj włókna powłokowego.

Poniższy podział na mgławice gazowe i pyłowe jest bardzo arbitralny, gdyż w każdym obłoku występują obydwa pierwiastki. Jednak niektóre badania pozwalają rozróżnić takie kompozycje substancji kosmicznej.

Mgławica gazowa

Takie przejawy aktywności kosmicznej mają różne formy, a ich typy można wskazać za pomocą następujących punktów:

Substancje planetarne w postaci pierścienia. W tym przypadku tego typu mgławicę obserwuje się jako planetarną. Układ jego elementów jest bardzo prosty: w centrum widoczna jest główna gwiazda, wokół której zachodzą wszelkie zmiany zewnętrzne.
Włókna gazowe wydzielające energię oddzielnie. Te świecące substancje gazowe powstają w najbardziej nieoczekiwany sposób w postaci rozproszonych, iskrzących splotów gazu.
Mgławica Krab. Jest to zjawisko pozostałościowe po eksplozji gwiazdy nowego formatu. Takie zdarzenie zarejestrowano podczas badania ciał niebieskich, które odzwierciedlają ich energię. W samym centrum gromady znajduje się pulsująca gwiazda neutronowa, która według niektórych szacunków jest jednym z najbardziej produktywnych źródeł energii galaktycznej.

Mgławica pyłowa

Tego typu mgławice wyglądają jak rodzaj awarii, wyróżniając się na tle jasnej kosmicznej gromady. Fragment ten można zaobserwować w gwiazdozbiorze Oriona, gdzie podobny ślad dzieli pojedynczą chmurę na dwie odrębne strefy. Na tle Drogi Mlecznej znajdują się również obszary zapylone, które są wyraźnie widoczne w regionie Wężownika (Mgławica Wąż).

Takie nagromadzenie pyłu można zbadać jedynie za pomocą teleskopu. duża moc(średnica od 150 mm). Jeśli mgławica pyłowa znajduje się w pobliżu jasnej gwiazdy, zaczyna odbijać światło tego ciała niebieskiego i staje się zjawiskiem widzialnym. Tylko na specjalnych zdjęciach będzie można zobaczyć tę zdolność, która jest bliska mgławicom rozproszonym.

Głównym wskaźnikiem takiej kosmicznej chmury jest jej wysoka temperatura. Składa się ze zjonizowanego gazu, który powstaje w wyniku aktywności najbliższej gorącej gwiazdy. Jego działanie polega na tym, że aktywuje i oświetla atomy mgławicy za pomocą promieniowania ultrafioletowego.

Zjawisko jest o tyle ciekawe, że zgodnie z zasadą powstawania i wskaźnikami wizualnymi przypomina światło neonu. Z reguły obiekty typu emisyjnego mają kolor czerwony ze względu na dużą akumulację wodoru w ich składzie. Mogą występować dodatkowe tony w postaci zieleni i błękitu, które powstały w wyniku atomów innych substancji. Bardzo świecący przykład Podobną gromadą gwiazd jest słynna Mgławica Oriona.

Najsłynniejsze mgławice

Najpopularniejsze mgławice pod względem badań to Mgławica Oriona, Mgławica Potrójna, Mgławica Pierścień i Mgławica Hantle.

Mgławica Oriona

Zjawisko to jest niezwykłe, ponieważ można je zaobserwować nawet gołym okiem. Mgławica Oriona jest klasyfikowana jako formacja typu emisyjnego, która znajduje się poniżej pasa Oriona.

Powierzchnia chmury jest imponująca, ponieważ jest prawie czterokrotnie większa od Księżyca w pełni. W północno-wschodniej części znajduje się ciemna gromada pyłu, skatalogowana jako M43.

W samym obłoku znajduje się prawie siedemset gwiazd, które są ten moment wciąż się tworzą. Rozmyta natura formacji Mgławicy Oriona sprawia, że obiekt jest bardzo jasny i kolorowy. Czerwone strefy wskazują na obecność gorącego wodoru, podczas gdy niebieskie strefy wskazują na obecność pyłu, odzwierciedlającego blask niebieskawych, gorących gwiazd.

M42 to najbliższe Ziemi miejsce, w którym powstają gwiazdy. Taka kolebka ciał niebieskich znajduje się w odległości półtora tysiąca lat świetlnych od naszej planety i zachwyca zewnętrznych obserwatorów.

Mgławica Trójlistna

Potrójna Mgławica znajduje się w gwiazdozbiorze Strzelca i wygląda jak trzy oddzielne płatki. Trudno dokładnie obliczyć odległość Ziemi od chmury, ale naukowcy kierują się parametrami od dwóch do dziewięciu tysięcy lat świetlnych.

Wyjątkowość tej formacji polega na tym, że jest ona reprezentowana przez trzy rodzaje mgławic jednocześnie: ciemną, jasną i emisyjną.

M20 jest kolebką rozwoju młodych gwiazd. Tak duże ciała niebieskie mają przeważnie kolor niebieski, który powstał w wyniku jonizacji gazu zgromadzonego w tym obszarze. Obserwując przez teleskop, w samym środku mgławicy wzrok natychmiast przyciągają dwie jasne gwiazdy.

Po bliższym przyjrzeniu się staje się jasne, że obiekt wydaje się być rozdarty na dwie części przez czarną dziurę. Następnie nad tą szczeliną widać poprzeczkę, która nadaje mgławicy kształt trzech płatków.

Pierścień

Pierścień znajdujący się w gwiazdozbiorze Lutni jest jedną z najsłynniejszych substancji planetarnych. Znajduje się w odległości dwóch tysięcy lat świetlnych od naszej planety i jest uważany za dość rozpoznawalną chmurę kosmiczną.

Pierścień świeci dzięki obecności w pobliżu białego karła, a gazy wchodzące w jego skład działają jak pozostałość po wyrzuconej konsystencji gwiazdy centralnej. Wewnętrzna część chmury migocze zielonkawo, co można wytłumaczyć obecnością w tym obszarze linii emisyjnych. Powstały po podwójnej jonizacji tlenu, co doprowadziło do powstania podobnego odcienia.

Gwiazda centralna była pierwotnie czerwonym olbrzymem, ale później stała się białym karłem. Można go oglądać jedynie przez potężne teleskopy, ponieważ jego wymiary są niezwykle małe. Dzięki aktywności tego ciała niebieskiego powstała Mgławica Pierścień, która w postaci lekko wydłużonego koła otacza centralne źródło energii.

Pierścień jest jednym z najpopularniejszych obiektów obserwacyjnych zarówno wśród naukowców, jak i zwykłych miłośników kosmosu. Zainteresowanie to wynika z doskonałej widoczności chmury o każdej porze roku, a nawet w warunkach oświetlenia miejskiego.

Hantle

Ta chmura to terytorium pomiędzy gwiazdami pochodzenia planetarnego, które znajdują się w konstelacji Kurki. Hantle znajdują się w odległości około 1200 lat świetlnych od Ziemi i są uważane za bardzo popularny obiekt do badań amatorskich.

Nawet przy pomocy lornetki formację można łatwo rozpoznać, jeśli skupisz się na konstelacji Strzelca na północnej półkuli rozgwieżdżonego nieba.

Kształt M27 jest bardzo nietypowy i wygląda jak hantle, dlatego chmura ma swoją nazwę. Czasami nazywana jest „odgałęzieniem”, ponieważ zarys mgławicy przypomina nadgryzione jabłko. Kilka gwiazd prześwituje przez gazową strukturę hantli i gdy są używane potężny teleskop W jasnej części obiektu widać małe „uszy”.

Badanie mgławicy w konstelacji Liska nie zostało jeszcze zakończone i sugeruje wiele odkryć w tym kierunku.

Istnieje dość odważna hipoteza, że mgławice gazowo-pyłowe mogą wpływać na ludzką świadomość. Pavel Globa wierzy, że taka edukacja może całkowicie zmienić życie niektórych ludzi. Według ekspertów z dziedziny astrologii mgławice działają destrukcyjnie na zmysły i zmieniają świadomość mieszkańców Ziemi. Gromady gwiazd według tej wersji są w stanie kontrolować czas istnienia człowieka, skracając go koło życia lub wydłużenie go. Uważa się, że mgławice mają większy wpływ na ludzi niż gwiazdy. Znani astrolodzy tłumaczą to wszystko stwierdzeniem, że istnieje pewien program, za który odpowiedzialna jest pewna kosmiczna chmura. Jego mechanizm zaczyna działać natychmiast, a człowiek nie jest w stanie na niego wpłynąć.

Jak wygląda mgławica - spójrz na wideo:

Mgławice to wspaniałe zjawisko pochodzenia pozaziemskiego, które należy szczegółowo zbadać. Trudno jednak ocenić wiarygodność głoszonego założenia o wpływie gromad gwiazd na ludzką świadomość!

Ponieważ Hubble dał ludzkości możliwość zobaczenia na własne oczy wspaniałych obrazów głęboka przestrzeń, otworzyła się przed nami prawdziwa fantasmagoria. Dzięki filtrom ultrafioletu i podczerwieni urządzenia Wszechświat mienił się klejnotami i zaczął odkrywać przed astronomami swoje tajemnice. Wygląda na to, że naukowcy w końcu znaleźli wehikuł czasu – w końcu światło odległe gwiazdy Dotarcie do Ziemi zajmuje miliony lat, a patrząc w nocne niebo, widzimy starożytne inne światy, dawno wymarłe gwiazdy i supernowe, które w rzeczywistości osiągnęły już „dorosłość”. Mgławice gwiazdowe są prawdopodobnie najpiękniejsze i najbardziej ekscytujące obiekty kosmiczne, którego istota przez długi czas pozostawała dla ludzi niejasna. Ale dzisiaj istnieje mniej więcej jasna klasyfikacja tych „wiecznych” substancji - podobnie jak ludzie, gwiazdy powstają z tego pyłu i pod koniec swojej ewolucji ponownie stają się pyłem.

Historia odkryć

Andromeda

Co to jest mgławica? Wcześniej, gdy możliwość wglądu w głębiny kosmosu była ograniczona, „mgławicami” nazywano niemal wszystko, co nie miało wyraźnych konturów, świeciło i było stosunkowo nieruchome. Zatem kolosalny, najbliższy nam galaktyka spiralna M31 (NGC 224) została błędnie nazwana Mgławicą Andromedy (na zdjęciu). Gromada Herkules, która w rzeczywistości jest gromadą kulistą, została uwzględniona w tej samej kategorii. Jednak te błędy naprawdę należy wybaczyć - wszak badania prowadził już w 1787 roku Charles Monsieur, który poszukiwał komet. To właśnie wtedy jego uwagę przykuły nieruchome ciała niebieskie.

Wraz z pojawieniem się aparatu Lundmarka możliwe było dokładniejsze przeanalizowanie ich natury: oddzielili galaktyki od mgławic, odkryli nieświecące obłoki gwiazd i zidentyfikowali kilka powodów, dla których świecą wszystkie inne gromady. Jednak nie wszystkie błędne przekonania zostały poprawione: na początku XX wieku uważano, że mgławice są albo pyłowe, albo gazowe - dlatego słynny badacz B.A. Woroncow-Wielyaminow umieścił je w różnych rozdziałach swoich książek. Współcześni naukowcy nie mają już wątpliwości, że jakakolwiek taka gromada materii międzygwiazdowej zawiera zarówno pył, jak i gaz – różnice mogą być jedynie procentowe. A teraz więcej o „klejnotach” kosmosu.

Ciemne mgławice

głowa konia

Nic dziwnego, że przez długi czas nie podejrzewano ich istnienia – podobnie jak w przypadku czarnych dziur, to tak, jakby szukać czarnego kota w ciemnym pokoju. Jednak takie obiekty można zobaczyć, jeśli znajdują się w dobrze oświetlonym obszarze - wśród gromad gwiazd. Dobre przykłady takie obiekty - mgławica Worek Węgla lub Koński Łeb (na zdjęciu).

Kiedy rozdzielczość teleskopów umożliwiła wgląd w Drogę Mleczną, astronomowie początkowo zdecydowali, że ciemne plamy to rodzaj szczeliny, przez którą widoczne są bardziej odległe obszary galaktyki. Jak się jednak okazało, teoria „sita” okazała się błędna: czarne plamy to skoncentrowane obłoki pyłu, które pochłaniają promieniowanie i zasłaniają nam centrum Galaktyki. Będąc na jej obrzeżach, ze względu na ciemne mgławice, jesteśmy pozbawieni możliwości zobaczenia na nocnym niebie kalejdoskopu, który mógłby przyćmić nawet światło Księżyca. Ale nie spiesz się ze smutkiem: to w sercu Drogi Mlecznej płoną wysoce radioaktywne gwiazdy, uniemożliwiając na nich życie. A nasza kula ozonowa ma dość pracy związanej z nadpobudliwością Słońca - więc dla całej biosfery jako całości taka sytuacja nie mogłaby być wygodniejsza.

Mgławice refleksyjne

Plejady

Aby świecić, tak jak gwiazdy, niezbędny jest proces termojądrowy - to oczywiście nie ma nic wspólnego z mgławicami. Jednak niektóre gromady pyłu, np. satelity planet, mogą odbijać światło. Źródłem światła stają się duże gwiazdy i można zrozumieć, że jest to rodzaj mgławicy znajdującej się przed tobą po niebieskiej lub niebieskiej poświacie wokół kolosalnych słońc (na przykład w pobliżu gwiazd Plejad). Istnieje jednak wyjątek od tej reguły - czerwony nadolbrzym Antares otoczony jest mgławicą tego samego koloru.

Zjonizowane mgławice

Orion

Powód świecenia gazu jest taki sam, jak w przypadku świecenia „ogona” komety: otrzymując pewien „ładunek” z silniejszych źródeł, mgławice następnie uwalniają go do otaczającej przestrzeni. Takie obłoki gwiazdowe nazywane są także obłokami emisyjnymi. Mgławice nie mogą równać się z dużymi gwiazdami – ich fotony mają znacznie mniejszy ładunek i trudniej jest im dotrzeć do Ziemi – dlatego widzimy je w widmie czerwonym, niczym ostatnie promienie zachodu słońca. Jednak i tutaj zdarzają się wyjątki – w przypadku bardzo potężne źródło Mgławice emisyjne promieniowania są również zielone i niebieskie. Zjonizowane chmury obejmują na przykład Mgławicę Oriona (na zdjęciu), „ Ameryka północna”, „Tarantula”, „Pelikan” i inne.

Mgławice planetarne

oko kota

Jest to rodzaj mgławicy emisyjnej: zazwyczaj takie obiekty są stosunkowo małe i mają wyraźny kształt, czasami przypominający zamrożone kręgi na wodzie powstałe w wyniku przepływu kropli. W rzeczywistości „wycofanie się” gigantycznej gwiazdy wygląda tak luksusowo (przynajmniej z daleka): zużywając pozostały wodór, rozszerza się w wyniku zrzucenia swojej otoczki. Otaczające rozległe przestrzenie substancje te są pod wpływem promieniowania z jądra gwiazdy. Najbardziej niesamowity obraz takiego procesu uzyskano w konstelacji Draco - Mgławicy Kocie Oko. Jej włóknista struktura, podobnie jak wszystkich innych mgławic, jest związana z działaniem potężnych pól magnetycznych gwiazd, które mają pewne linie energetyczne i utrudniają poprzeczny ruch naładowanych elektrycznie cząstek pyłu i gazu.

Mgławice z fal uderzeniowych

Mgławica Krab

Źródłem takich fal, które mogą wywołać naddźwiękowy ruch substancji w ośrodku międzygwiazdowym, są wybuchy wiatrów gwiazdowych lub supernowych. Temperatura powstałych mgławic może osiągnąć miliardy stopni, więc podgrzany gaz emituje głównie w zakresie rentgenowskim. Jednak energia kinetyczna poruszającej się materii szybko się wyczerpuje, więc krótkotrwałe mgławice znikają po krótkim (według standardów kosmicznych) czasie. Najbardziej znaną mgławicą tego typu jest mgławica „Krab” w gwiazdozbiorze Byka, która pojawiła się na niebie w 1054 roku.

Treść artykułu

MGŁAWICA. Wcześniej astronomowie nazywali to dowolnymi ciałami niebieskimi, które są nieruchome względem gwiazd i w przeciwieństwie do nich mają rozproszony, rozmyty wygląd, jak mała chmura (łacińskie określenie używane w astronomii na określenie „mgławicy”) mgławica oznacza „chmurę”). Z biegiem czasu stało się jasne, że niektóre z nich, na przykład Mgławica Oriona, składają się z międzygwiazdowego gazu i pyłu i należą do naszej Galaktyki. Inne „białe” mgławice, takie jak te w Andromedzie i Trójkącie, okazały się gigantycznymi układami gwiazd podobnymi do Galaktyki. Tutaj porozmawiamy o mgławicach gazowych.

Do połowy XIX wieku. Astronomowie wierzyli, że wszystkie mgławice są odległymi gromadami gwiazd. Jednak w 1860 roku, używając po raz pierwszy spektroskopu, W. Hoggins wykazał, że niektóre mgławice są gazowe. Kiedy światło zwykłej gwiazdy przechodzi przez spektroskop, obserwuje się widmo ciągłe, w którym reprezentowane są wszystkie kolory od fioletu do czerwieni; w niektórych miejscach widma gwiazdy znajdują się wąskie, ciemne linie absorpcyjne, ale dość trudno je zauważyć - widać je tylko na wysokiej jakości zdjęciach widm. Dlatego też, obserwowane gołym okiem, widmo gromady gwiazd jawi się jako ciągłe kolorowe pasmo. Natomiast widmo emisyjne rozrzedzonego gazu składa się z pojedynczych jasnych linii, pomiędzy którymi praktycznie nie ma światła. Dokładnie to zauważył Hoggins obserwując niektóre mgławice za pomocą spektroskopu. Późniejsze obserwacje potwierdziły, że wiele mgławic to w istocie obłoki gorącego gazu. Astronomowie często nazywają ciemne, rozproszone obiekty „mgławicami” – są to także obłoki gazu międzygwiazdowego, ale zimne.

Rodzaje mgławic.

Mgławice dzielą się na następujące główne typy: mgławice rozproszone lub obszary H II, takie jak Mgławica Oriona; mgławice refleksyjne, takie jak Mgławica Meropa w Plejadach; ciemne mgławice, takie jak Worek Węgla, które zwykle kojarzone są z obłokami molekularnymi; pozostałości supernowych, takie jak Mgławica Siateczka w Łabędziu; mgławice planetarne, takie jak Pierścień w Lutni.

Mgławice rozproszone.

Szeroki słynne przykłady mgławice rozproszone to Mgławica Oriona na zimowym niebie, a także Laguna i Potrójna Mgławica na letnim niebie. Ciemne linie przecinające Potrójną Mgławicę to leżące przed nią zimne obłoki pyłu. Odległość do tej mgławicy wynosi ok. 2200 ul. lat, a jego średnica jest nieco mniejsza niż 2 sv. lata. Masa tej mgławicy jest 100 razy większa od masy Słońca. Niektóre mgławice rozproszone, takie jak Laguna 30 Doradus i Mgławica Oriona, są znacznie większe i masywniejsze.

W przeciwieństwie do gwiazd mgławice gazowe nie mają własnego źródła energii; świecą tylko wtedy, gdy wewnątrz lub w ich pobliżu znajdują się gorące gwiazdy o temperaturze powierzchni 20 000–40 000 ° C. Gwiazdy te emitują promieniowanie ultrafioletowe, które jest pochłaniane przez gaz mgławicy i ponownie przez niego emitowane w postaci widzialne światło. Światło przechodzące przez spektroskop jest rozdzielane na charakterystyczne linie emisyjne różne elementy gaz

Mgławice refleksyjne.

Mgławica refleksyjna powstaje, gdy obłok rozpraszających światło ziaren pyłu zostaje oświetlony przez pobliską gwiazdę, której temperatura nie jest wystarczająco wysoka, aby spowodować świecenie gazu. Małe mgławice refleksyjne są czasami widoczne w pobliżu powstających gwiazd.

Ciemne mgławice.

Ciemne mgławice to chmury składające się głównie z gazu i częściowo z pyłu (stosunek mas ~ 100:1). W zakresie optycznym przesłaniają nam centrum Galaktyki i są widoczne jako czarne plamy wzdłuż całej Drogi Mlecznej, na przykład Wielki Podział w Łabędziu. Ale w zakresie podczerwieni i radia mgławice te emitują dość aktywnie. Niektóre z nich tworzą obecnie gwiazdy. Gęstość gazu w nich jest znacznie wyższa niż w przestrzeni międzychmurowej, a temperatura jest niższa, od -260 do -220°C. Składają się głównie z wodoru cząsteczkowego, ale występują w nich także inne cząsteczki, w tym cząsteczki aminokwasów.

Pozostałości po supernowej.

Kiedy starzejąca się gwiazda eksploduje, jej zewnętrzne warstwy zostają zrzucone z prędkością ok. 10 000 km/s. Ta szybko poruszająca się materia, niczym buldożer, unosi przed sobą gaz międzygwiazdowy i razem tworzą strukturę podobną do Mgławicy Siateczka w Łabędziu. Podczas zderzenia poruszające się i nieruchome substancje nagrzewają się w wyniku potężnej fali uderzeniowej i nie świecą dodatkowe źródła energia. Temperatura gazu sięga setek tysięcy stopni i staje się źródłem promieniowanie rentgenowskie. Ponadto międzygwiazdowe pole magnetyczne w fali uderzeniowej nasila się, a naładowane cząstki - protony i elektrony - są przyspieszane do energii znacznie wyższych niż energia ruchu termicznego. Ruch tych szybko naładowanych cząstek w polu magnetycznym wytwarza promieniowanie w zakresie radiowym, zwane nietermicznym.

Najciekawszą pozostałością po supernowej jest Mgławica Krab. Gaz wyrzucony przez supernową nie zmieszał się jeszcze z materią międzygwiazdową.

W 1054 roku w konstelacji Byka widoczny był rozbłysk gwiazdy. Zrekonstruowany na podstawie chińskich kronik obraz wybuchu pokazuje, że był to wybuch supernowej, która w swoim maksimum osiągnęła jasność 100 milionów razy większą od Słońca. Mgławica Krab znajduje się dokładnie w miejscu wybuchu. Po zmierzeniu rozmiar narożnika oraz tempo rozszerzania się mgławicy i dzielenie jednej przez drugą obliczyli, kiedy rozpoczęła się ta ekspansja - prawie dokładnie w roku 1054. Nie ma wątpliwości: Mgławica Krab jest pozostałością po supernowej.

W widmie tej mgławicy każda linia jest rozwidlona. Oczywiste jest, że jeden element linii został przesunięty niebieska strona, pochodzi od zbliżającej się do nas części muszli, a druga, przesunięta w stronę czerwoną, od oddalającej się. Korzystając ze wzoru Dopplera obliczyliśmy prędkość ekspansji (1200 km/s) i porównując ją z prędkością ekspansji kątowej, określiliśmy odległość do Mgławicy Krab: ok. 3300 ul. lata.

Mgławica Krab tak złożona struktura: jego zewnętrzna część włóknista emituje indywidualne linie emisyjne charakterystyczne dla gorącego gazu; zamknięty w tej skorupie ciało amorficzne, którego promieniowanie ma widmo ciągłe i jest silnie spolaryzowane. Ponadto emanuje stamtąd potężna, nietermiczna emisja radiowa. Można to wytłumaczyć jedynie faktem, że wewnątrz mgławicy szybkie elektrony poruszają się w polu magnetycznym, emitując promieniowanie synchrotronowe w szerokim zakresie widma - od radia po promieniowanie rentgenowskie. Długie lataŹródło szybkich elektronów w Mgławicy Krab pozostawało tajemnicze do czasu, gdy w 1968 roku udało się odkryć w jej centrum szybko rotującą gwiazdę neutronową – pulsar, pozostałość po masywnej gwieździe, która eksplodowała około 950 lat temu. Wykonując 30 obrotów na sekundę i dysponując ogromnym polem magnetycznym, gwiazda neutronowa emituje do otaczającej mgławicy strumienie szybkich elektronów odpowiedzialnych za obserwowane promieniowanie.

Okazało się, że mechanizm promieniowania synchrotronowego jest bardzo powszechny wśród aktywnych obiektów astronomicznych. W naszej Galaktyce możemy wskazać wiele pozostałości po supernowych, które emitują w wyniku ruchu elektronów w polu magnetycznym, na przykład potężne źródło radiowe Cassiopeia A, z którym w zakresie optycznym związana jest rozszerzająca się włóknista powłoka. Z jądra olbrzymiej galaktyki eliptycznej M 87 wyrzucany jest cienki strumień gorącej plazmy z polem magnetycznym, emitujący we wszystkich zakresach widmowych. Nie jest jasne, czy aktywne procesy w jądrach radiogalaktyk i kwazarów są powiązane z supernowymi, ale procesy fizyczne promieniowanie w nich jest bardzo podobne.

Mgławice planetarne.

Najprostsze mgławice galaktyczne są planetarne. Odkryto ich około dwóch tysięcy, a łącznie w Galaktyce jest ich około dwóch tysięcy. 20 000. Skupiają się w dysku galaktycznym, ale nie grawitują jak mgławice rozproszone do ramion spiralnych.

Oglądane przez mały teleskop mgławice planetarne wyglądają jak rozmyte dyski bez większych szczegółów i dlatego przypominają planety. Wiele z nich ma widoczną niebieską, gorącą gwiazdę w pobliżu centrum; typowym przykładem jest Mgławica Pierścień w Lutni. Podobnie jak mgławice rozproszone, źródłem ich blasku jest promieniowanie ultrafioletowe gwiazdy znajdującej się wewnątrz.

Analiza spektralna.

Do analizy składu widmowego emisji mgławicy często wykorzystuje się spektrograf bezszczelinowy. W najprostszym przypadku w pobliżu ogniska teleskopu umieszcza się soczewkę wklęsłą, zamieniając zbiegającą się wiązkę światła w równoległą. Jest skierowany w stronę pryzmatu lub siatka dyfrakcyjna, dzieląc wiązkę na widmo, a następnie za pomocą soczewki wypukłej skupiając światło na kliszy fotograficznej, uzyskując nie jeden obraz obiektu, ale kilka - w zależności od liczby linii emisyjnych w jego widmie. Jednak obraz gwiazdy centralnej jest rozciągnięty w linię, ponieważ ma widmo ciągłe.

Widma mgławic gazowych zawierają linie wszystkich niezbędne elementy: wodór, hel, azot, tlen, neon, siarka i argon. Co więcej, jak wszędzie we Wszechświecie, wodór i hel okazują się znacznie większe od pozostałych.

Wzbudzenie atomów wodoru i helu w mgławicy nie zachodzi w taki sam sposób, jak w laboratoryjnej lampie wyładowczej, gdzie strumień szybkich elektronów bombardując atomy, przenosi je do wyższego stanu energetycznego, po czym atom powraca Do normalna kondycja, emitując światło. W mgławicy nie ma tak energetycznych elektronów, które mogłyby swoim uderzeniem wzbudzić atom, tj. „wyrzuca” swoje elektrony na wyższe orbity. W mgławicy „fotojonizacja” atomów zachodzi pod wpływem promieniowania ultrafioletowego gwiazdy centralnej, tj. energia przybywającego kwantu wystarczy, aby całkowicie oderwać elektron od atomu i pozwolić mu na „swobodny lot”. Średnio mija 10 lat, zanim wolny elektron spotka się z jonem, po czym ponownie zjednoczą się (rekombinują) w neutralny atom, uwalniając energię wiązania w postaci kwantów świetlnych. Linie emisyjne rekombinacji obserwuje się w zakresie widma radiowego, optycznego i podczerwonego.

Najsilniejsze linie emisyjne w mgławicach planetarnych należą do atomów tlenu, które utraciły jeden lub dwa elektrony, a także azotu, argonu, siarki i neonu. Co więcej, emitują linie, których nigdy nie można zaobserwować w ich widmach laboratoryjnych, a które pojawiają się jedynie w warunkach charakterystycznych dla mgławic. Linie te nazywane są „zabronionymi”. Faktem jest, że atom zwykle znajduje się w stanie wzbudzonym przez mniej niż jedną milionową sekundy, a następnie przechodzi w stan normalny, emitując kwant. Istnieją jednak pewne poziomy energii, pomiędzy którymi atom przechodzi bardzo „niechętnie”, pozostając w stanie wzbudzonym przez sekundy, minuty, a nawet godziny. W tym czasie, w warunkach stosunkowo gęstego gazu laboratoryjnego, atom koniecznie zderza się z wolnym elektronem, który zmienia swoją energię, a przejście zostaje wyeliminowane. Ale w niezwykle rozrzedzonej mgławicy wzbudzony atom przez długi czas nie zderza się z innymi cząstkami i wreszcie następuje „zakazane” przejście. Dlatego zakazane linie po raz pierwszy odkryli nie fizycy w laboratoriach, ale astronomowie obserwujący mgławice. Ponieważ linii tych nie było w widmach laboratoryjnych, przez pewien czas uważano nawet, że należą one do pierwiastka nieznanego na Ziemi. Chcieli nazwać go „nebulium”, ale nieporozumienie szybko zostało wyjaśnione. Linie te są widoczne w widmach mgławic planetarnych i rozproszonych. W widmach takich mgławic jest również słabe ciągłe promieniowanie, co ma miejsce, gdy elektrony rekombinują z jonami.

Na spektrogramach mgławic uzyskanych za pomocą spektrografu szczelinowego linie często wydają się przerywane i rozdwajane. Jest to efekt Dopplera, co wskazuje ruch względny części mgławicy. Mgławice planetarne zazwyczaj rozszerzają się promieniowo od gwiazdy centralnej z prędkością 20–40 km/s. Powłoki supernowych rozszerzają się znacznie szybciej, wywołując przed sobą falę uderzeniową. W mgławicach rozproszonych zamiast ogólnej ekspansji obserwuje się zwykle turbulentny (chaotyczny) ruch poszczególnych części.

Ważną cechą niektórych mgławic planetarnych jest rozwarstwienie ich promieniowania monochromatycznego. Na przykład emisję pojedynczo zjonizowanego tlenu atomowego (który utracił jeden elektron) obserwuje się na dużym obszarze, w dużej odległości od gwiazdy centralnej, a podwójnie zjonizowany (tj. po utracie dwóch elektronów) tlen i neon są widoczne tylko w wewnętrznej części mgławicy, natomiast poczwórnie zjonizowany neon lub tlen widoczne są jedynie w jej centralnej części. Fakt ten tłumaczy się faktem, że fotony energetyczne niezbędne do silniejszej jonizacji atomów nie docierają do zewnętrznych obszarów mgławicy, ale są pochłaniane przez gaz niedaleko gwiazdy.

Pod względem składu chemicznego mgławice planetarne są bardzo zróżnicowane: pierwiastki syntetyzowane w trzewiach gwiazdy, w niektórych z nich zostały zmieszane z materią wyrzuconej powłoki, a w innych nie. Więcej bardziej złożony skład pozostałości po supernowych: materia wyrzucona przez gwiazdę jest w dużej mierze zmieszana z gazem międzygwiazdowym, a ponadto różne fragmenty tej samej pozostałości mają czasami inny skład chemiczny (jak w Kasjopei A). Materia ta jest prawdopodobnie wyrzucana z różnych głębokości gwiazdy, co umożliwia testowanie teorii ewolucji gwiazd i wybuchów supernowych.

Pochodzenie mgławic.

Mgławice rozproszone i planetarne mają zupełnie inne pochodzenie. Rozproszone zawsze znajdują się w obszarach powstawania gwiazd – zwykle w ramionach spiralnych galaktyk. Zwykle kojarzą się je z dużymi, zimnymi obłokami gazu i pyłu, w których powstają gwiazdy. Jasna mgławica rozproszona to niewielki fragment takiego obłoku, podgrzewany przez gorący obłok powstały w pobliżu. masywna gwiazda. Ponieważ takie gwiazdy powstają rzadko, mgławicom rozproszonym nie zawsze towarzyszą zimne chmury. Na przykład w Orionie są takie gwiazdy, więc jest kilka mgławic rozproszonych, ale są one maleńkie w porównaniu z niewidzialną ciemną chmurą, która zajmuje prawie całą konstelację Oriona. W małym obszarze gwiazdotwórczym Byka nie ma jasnych, gorących gwiazd, a zatem nie ma zauważalnych mgławic rozproszonych (w pobliżu aktywnych młodych gwiazd T Tauri znajduje się tylko kilka słabych mgławic).

Mgławice planetarne to powłoki rzucane przez gwiazdy Ostatni etap ich ewolucję. Zwykła gwiazda świeci dzięki przepływom w jej jądrze reakcje termojądrowe, przekształcając wodór w hel. Kiedy jednak zapasy wodoru w jądrze gwiazdy się wyczerpią, zachodzą gwałtowne zmiany: rdzeń helu kurczy się, powłoka rozszerza się, a gwiazda zamienia się w czerwonego olbrzyma. Są to zazwyczaj gwiazdy zmienne takie jak Mira Ceti czy OH/IR z ogromnymi pulsującymi obwiedniami. W końcu zrzucają zewnętrzne części muszli. Bezskorupowe wnętrze gwiazdy ma bardzo wysoką temperaturę, czasami przekraczającą 100 000 ° C. Stopniowo kurczy się i zamienia w białego karła, pozbawionego źródła energii jądrowej i powoli ochładzającego się. W ten sposób wyrzucane są mgławice planetarne gwiazdy centralne, podczas gdy mgławice rozproszone, takie jak Mgławica Oriona, to materia, która pozostała niewykorzystana w procesie powstawania gwiazd.

Niektóre przykłady takiego zastosowania istnieją do dziś. Na przykład Galaktyka Andromedy jest często nazywana „Mgławicą Andromedy”.

W miarę rozwoju astronomii i rozdzielczości teleskopów pojęcie „mgławicy” stawało się coraz bardziej wyrafinowane: niektóre z „mgławic” zostały zidentyfikowane jako gromady gwiazd, odkryto ciemne (absorbujące) mgławice gazowo-pyłowe i wreszcie w XX wieku, najpierw Lundmarkowi, a następnie Hubble’owi, udało się rozdzielić peryferyjne obszary szeregu galaktyk na gwiazdy i w ten sposób ustalić ich naturę. Od tego czasu terminu „mgławica” używa się w powyższym znaczeniu.

Rodzaje mgławic

Podstawową cechą stosowaną przy klasyfikacji mgławic jest absorpcja lub emisja (rozpraszanie) przez nie światła, czyli według tego kryterium mgławice dzielą się na ciemne i jasne. Te pierwsze obserwuje się na skutek absorpcji promieniowania ze źródeł znajdujących się za nimi, te drugie na skutek własnego promieniowania lub odbicia (rozproszenia) światła od pobliskich gwiazd. Charakter promieniowania mgławic świetlnych, źródła energii wzbudzające ich promieniowanie, zależą od ich pochodzenia i mogą mieć różnorodny charakter; Często w jednej mgławicy działa kilka mechanizmów radiacyjnych.

Podział mgławic na gaz i pył jest w dużej mierze arbitralny: wszystkie mgławice zawierają zarówno pył, jak i gaz. Podział ten jest zdeterminowany historycznie różne sposoby obserwacje i mechanizmy radiacyjne: obecność pyłu najlepiej widać, gdy promieniowanie jest pochłaniane przez ciemne mgławice źródeł znajdujących się za nimi oraz gdy promieniowanie z pobliskich gwiazd lub samej mgławicy jest odbijane, rozpraszane lub reemitowane przez pył zawarty w mgławicy mgławica; wewnętrzną emisję gazowego składnika mgławicy obserwuje się, gdy jest on jonizowany przez promieniowanie ultrafioletowe gorącej gwiazdy znajdującej się w mgławicy (obszary emisji zjonizowanego wodoru H II wokół asocjacji gwiazdowych lub mgławic planetarnych) lub gdy ośrodek międzygwiazdowy jest podgrzewany przez fala uderzeniowa spowodowana eksplozją supernowej lub wpływem potężnego wiatru gwiazdowego gwiazd typu Wolfa-Rayeta.

Ciemne mgławice

Ciemne mgławice to gęste (zwykle molekularne) obłoki gazu międzygwiazdowego i pyłu międzygwiazdowego, które są nieprzezroczyste w wyniku międzygwiazdowej absorpcji światła przez pył. Zwykle są widoczne na tle jasnych mgławic. Rzadziej ciemne mgławice są widoczne bezpośrednio na tle Drogi Mlecznej. Są to Mgławica Worek Węgla i wiele mniejszych, zwanych gigantycznymi globulami.

Międzygwiazdowa absorpcja światła Av w ciemnych mgławicach jest bardzo zróżnicowana, od 1-10 m do 10-100 m w najgęstszych. Strukturę mgławic o dużych wartościach Av można badać jedynie metodami radioastronomii i astronomii submilimetrowej, głównie na podstawie obserwacji molekularnych linii radiowych i promieniowania podczerwonego pochodzącego z pyłu. Często pojedyncze gęstości o wartościach Av do 10 000 m znajdują się wewnątrz ciemnych mgławic, w których najwyraźniej powstają gwiazdy.

W tych częściach mgławic, które są półprzezroczyste w zakresie optycznym, struktura włóknista jest wyraźnie widoczna. Włókna i ogólne wydłużenie mgławic są związane z obecnością w nich pól magnetycznych, które utrudniają przepływ materii przez linie sił i prowadzą do rozwoju szeregu rodzajów niestabilności magnetohydrodynamicznych. Składnik pyłowy materii mgławicy jest powiązany z polami magnetycznymi ze względu na fakt, że ziarna pyłu są naładowane elektrycznie.

Mgławice refleksyjne

Mgławice refleksyjne to obłoki gazu i pyłu oświetlane przez gwiazdy. Jeśli gwiazda (gwiazdy) znajduje się w obłoku międzygwiazdowym lub w jego pobliżu, ale nie jest wystarczająco gorąca, aby zjonizować wokół siebie znaczną ilość międzygwiazdowego wodoru, wówczas głównym źródłem promieniowania optycznego mgławicy jest światło gwiazd rozproszone przez pył międzygwiazdowy. Przykładem takich mgławic są mgławice wokół jasnych gwiazd w gromadzie Plejady.

Większość mgławic refleksyjnych znajduje się w pobliżu płaszczyzny Drogi Mlecznej. W wielu przypadkach mgławice refleksyjne obserwuje się na dużych szerokościach galaktycznych. Są to obłoki pyłu gazowego (często molekularnego) o różnych rozmiarach, kształtach, gęstości i masach, oświetlane połączonym promieniowaniem gwiazd w dysku Drogi Mlecznej. Są trudne do zbadania ze względu na bardzo niską jasność powierzchniową (zwykle znacznie słabszą niż tło nieba). Czasami rzutowane na obrazy galaktyk prowadzą do pojawienia się na fotografiach galaktyk szczegółów, które w rzeczywistości nie istnieją - ogonów, mostów itp.

Mgławica refleksyjna Anioł znajduje się na wysokości 300 szt. nad płaszczyzną galaktyczną

Niektóre mgławice refleksyjne mają wygląd podobny do komety i nazywane są mgławicami kometarnymi. W „głowie” takiej mgławicy zwykle znajduje się gwiazda zmienna typu T Tauri, oświetlająca mgławicę. Takie mgławice często mają zmienną jasność, śledząc (z opóźnieniem w czasie propagacji światła) zmienność promieniowania oświetlających je gwiazd. Rozmiary mgławic kometarnych są zwykle małe – setne części parseka.

Rzadkim rodzajem mgławicy refleksyjnej jest tak zwane echo świetlne, obserwowane po eksplozji nowej w 1901 roku w gwiazdozbiorze Perseusza. Jasny rozbłysk nowej gwiazdy oświetlił pył i przez kilka lat obserwowano słabą mgławicę, rozprzestrzeniającą się we wszystkich kierunkach z prędkością światła. Oprócz echa świetlnego po wybuchach nowych gwiazd powstają mgławice gazowe, podobne do pozostałości po wybuchach supernowych.

Wiele mgławic refleksyjnych ma drobnowłóknistą strukturę – układ prawie równoległych włókien o grubości kilku setnych lub tysięcznych parseka. Pochodzenie włókien jest związane z niestabilnością fletu lub permutacji w mgławicy przepuszczanej przez pole magnetyczne. Włókna gazu i pyłu rozpychają linie pola magnetycznego i przenikają między nimi, tworząc cienkie włókna.

Badanie rozkładu jasności i polaryzacji światła na powierzchni mgławic refleksyjnych oraz pomiar zależności tych parametrów od długości fali pozwala ustalić takie właściwości pyłu międzygwiazdowego jak albedo, wskaźnik rozproszenia, wielkość, kształt i orientację ziarenka kurzu.

Mgławice zjonizowane przez promieniowanie

Mgławice zjonizowane radiacyjnie to obszary gazu międzygwiazdowego, które zostały silnie zjonizowane przez promieniowanie gwiazd lub innych źródeł promieniowania jonizującego. Najjaśniejszymi i najbardziej rozpowszechnionymi, a także najlepiej zbadanymi przedstawicielami takich mgławic są obszary zjonizowanego wodoru (strefy H II). W strefach H II materia jest prawie całkowicie zjonizowana i podgrzewana do temperatury ~10 4 K pod wpływem promieniowania ultrafioletowego gwiazd znajdujących się w ich obrębie. Wewnątrz stref HII całe promieniowanie gwiazdy w kontinuum Lymana jest przetwarzane na promieniowanie w liniach szeregów podrzędnych, zgodnie z twierdzeniem Rosselanda. Dlatego w widmie mgławic rozproszonych znajdują się bardzo jasne linie serii Balmera, a także linia Lyman-alfa. Promieniowaniu gwiazdowemu jonizowane są jedynie rozrzedzone strefy H II o małej gęstości, w tzw. gaz koronalny.

Do mgławic zjonizowanych przez promieniowanie zaliczają się także tzw. strefy zjonizowanego węgla (strefy C II), w których węgiel jest niemal całkowicie zjonizowany przez światło gwiazd centralnych. Strefy C II są zwykle zlokalizowane wokół stref H II w obszarach neutralnego wodoru (HI) i objawiają się liniami radiowymi rekombinacji węgla podobnymi do linii wodoru i helu. Strefy C II obserwuje się także w linii podczerwieni C II (λ = 156 µm). Strefy C II charakteryzują się niską temperaturą 30-100 K i niskim stopniem jonizacji środowiska jako całości: 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.

Mgławice zjonizowane promieniowaniem występują także wokół potężnych źródeł promieniowania rentgenowskiego w Drodze Mlecznej i innych galaktykach (w tym aktywnych jądrach galaktycznych i kwazarach). Często charakteryzują się one wyższymi temperaturami niż w strefach H II i więcej wysoki stopień jonizacja ciężkich pierwiastków.

Mgławice planetarne

Rodzaj mgławic emisyjnych to mgławice planetarne utworzone przez górne wypływające warstwy atmosfer gwiazdowych; zwykle jest to powłoka wyrzucona przez gigantyczną gwiazdę. Mgławica rozszerza się i świeci w zakresie optycznym. Pierwsze mgławice planetarne odkrył W. Herschel około 1783 roku i nazwano je tak ze względu na ich zewnętrzne podobieństwo do dysków planet. Jednak nie wszystkie mgławice planetarne mają kształt dysku: wiele z nich ma kształt pierścienia lub jest symetrycznie wydłużonych w określonym kierunku (mgławice dwubiegunowe). W ich wnętrzu można dostrzec delikatną strukturę w postaci dżetów, spiral i małych kuleczek. Tempo ekspansji mgławic planetarnych wynosi 20-40 km/s, średnica 0,01-0,1 szt., typowa waga około 0,1 masy Słońca, czas życia około 10 tysięcy lat.

Mgławice utworzone przez fale uderzeniowe

Różnorodność i mnogość źródeł naddźwiękowego ruchu materii w ośrodku międzygwiazdowym prowadzi do dużej liczby i różnorodności mgławic tworzonych przez fale uderzeniowe. Zazwyczaj takie mgławice są krótkotrwałe, ponieważ znikają po wyczerpaniu energii kinetycznej poruszającego się gazu.

Głównymi źródłami silnych fal uderzeniowych w ośrodku międzygwiazdowym są eksplozje gwiazdowe – wyrzuty powłok podczas eksplozji supernowych i nowych, a także wiatr gwiazdowy (w wyniku tego ostatniego powstają tzw. Bąble wiatru gwiazdowego). We wszystkich tych przypadkach tak punkt żródłowy wyrzucenie materii (gwiazdy). Powstałe w ten sposób mgławice mają wygląd rozszerzającej się powłoki, kształtem zbliżonym do kulistego.

Wyrzucana substancja ma prędkość rzędu setek i tysięcy km/s, a więc temperaturę gazu za frontem fala uderzeniowa może osiągnąć wiele milionów, a nawet miliardów stopni.

Gaz nagrzany do temperatury kilku milionów stopni emituje głównie w zakresie rentgenowskim, zarówno w widmie ciągłym, jak i w linie widmowe. W optycznych liniach widmowych świeci bardzo słabo. Kiedy fala uderzeniowa napotyka niejednorodności w ośrodku międzygwiazdowym, zagina się wokół gęstości. Wolniej fala uderzeniowa rozchodzi się wewnątrz uszczelek, powodując promieniowanie w liniach widmowych zakresu optycznego. Rezultatem są jasne włókna, które są wyraźnie widoczne na zdjęciach. Główny front uderzeniowy, ściskając obłok gazu międzygwiazdowego, wprawia go w ruch w kierunku jego propagacji, ale z prędkością mniejszą niż fala uderzeniowa.

Pozostałości po supernowych i nowych

Najjaśniejsze mgławice powstałe w wyniku fal uderzeniowych powstają w wyniku eksplozji supernowych i nazywane są pozostałościami po supernowych. Grają bardzo ważna rola w tworzeniu struktury gazu międzygwiazdowego. Oprócz opisanych cech charakteryzują się one nietermiczną emisją radiową o widmie mocy, wywołaną przez relatywistyczne elektrony przyspieszane zarówno podczas wybuchu supernowej, jak i później przez pulsar pozostający zwykle po wybuchu. Mgławice związane z eksplozjami nowych są małe, słabe i krótkotrwałe.

Mgławice wokół gwiazd Wolfa-Rayeta

Hełm Thora - Mgławica wokół Gwiazdy Wolfa-Rayeta

Inny rodzaj mgławic tworzonych przez fale uderzeniowe jest powiązany z wiatrem gwiazdowym pochodzącym od gwiazd Wolfa-Rayeta. Gwiazdy te charakteryzują się bardzo silnym wiatrem gwiazdowym o rocznym strumieniu masy i prędkości wypływu 1,10 3 -3,10 3 km/s. Tworzą mgławice wielkości kilku parseków z jasnymi włóknami na krawędzi astrosfery takiej gwiazdy. W przeciwieństwie do pozostałości po eksplozjach supernowych, emisja radiowa tych mgławic ma charakter termiczny. Żywotność takich mgławic jest ograniczona czasem przebywania gwiazd w fazie gwiazdowej Wolfa-Rayeta i wynosi blisko 10,5 lat.

Mgławice wokół gwiazd O

Podobne właściwości do mgławic wokół gwiazd Wolfa-Rayeta, ale powstają wokół najjaśniejszych, gorących gwiazd klasa spektralna O - Of, mając silny wiatr gwiezdny. Różnią się od mgławic kojarzonych z gwiazdami Wolfa-Rayeta mniejszą jasnością, większym rozmiarem i najwyraźniej dłuższą żywotnością.

Mgławice w obszarach gwiazdotwórczych

Mgławica Orion A to gigantyczny obszar gwiazdotwórczy

Fale uderzeniowe o mniejszych prędkościach powstają w obszarach ośrodka międzygwiazdowego, w których następuje powstawanie gwiazd. Prowadzą do podgrzania gazu do setek i tysięcy stopni, wzbudzenia poziomów molekularnych, częściowego zniszczenia cząsteczek i podgrzania pyłu. Takie fale uderzeniowe są widoczne w postaci wydłużonych mgławic, które świecą głównie w podczerwieni. Wiele takich mgławic odkryto na przykład w centrum formowania się gwiazd związanym z Mgławicą Oriona.

Mgławice gazowe i pyłowe - paleta Wszechświata

Wszechświat jest w istocie prawie pustą przestrzenią. Gwiazdy zajmują tylko niewielką jego część. Gaz jest jednak obecny wszędzie, chociaż w bardzo małych ilościach. Jest to głównie wodór, najlżejszy pierwiastek chemiczny. Jeśli „zebierzesz” materię z przestrzeni międzygwiazdowej w odległości 1-2 lat świetlnych od Słońca za pomocą zwykłej filiżanki herbaty (objętość około 200 cm3), wówczas będzie ona zawierać około 20 atomów wodoru i 2 atomy helu. Jak zwykle w tej samej objętości powietrze atmosferyczne zawiera 1022 atomów tlenu i azotu Wszystko, co wypełnia przestrzeń między gwiazdami wewnątrz galaktyk, nazywa się ośrodkiem międzygwiazdowym. A główną rzeczą tworzącą ośrodek międzygwiazdowy jest gaz międzygwiazdowy. Jest dość równomiernie zmieszany z pyłem międzygwiazdowym i penetrowany przez międzygwiazdowe pola magnetyczne, promieniowanie kosmiczne i promieniowanie elektromagnetyczne.

Gwiazdy powstają z gazu międzygwiazdowego, który w późniejszych stadiach ewolucji ponownie oddaje część swojej materii do ośrodka międzygwiazdowego. Niektóre z gwiazd umierając, eksplodują jako supernowe, wyrzucając w przestrzeń kosmiczną znaczną część wodoru, z którego kiedyś powstały. Ale o wiele ważniejsze jest to, że podczas takich eksplozji wyrzucane są duże ilości ciężkich pierwiastków powstałych w wnętrznościach gwiazd w wyniku reakcji termojądrowych. Zarówno Ziemia, jak i Słońce skondensowały się przestrzeń międzygwiazdowa z gazu wzbogaconego w ten sposób w węgiel, tlen, żelazo i inne pierwiastki chemiczne. Aby zrozumieć wzorce takiego cyklu, trzeba wiedzieć, w jaki sposób nowe generacje gwiazd sukcesywnie kondensują się z gazu międzygwiazdowego. Dowiedz się, jak powstają gwiazdy - ważny cel badania materii międzygwiazdowej.

200 lat temu dla astronomów stało się jasne, że oprócz planet, gwiazd i okazjonalnie pojawiających się komet na niebie obserwowano inne obiekty. Ze względu na ich zamglony wygląd obiekty te nazwano mgławicami. Francuski astronom Charles Messier (1730-1817) został zmuszony do stworzenia katalogu tych mgławicowych obiektów, aby uniknąć nieporozumień podczas poszukiwań komet. Jego katalog zawierał 103 obiekty i został opublikowany w 1784 r. Obecnie wiadomo, że charakter tych obiektów, połączony po raz pierwszy w r. grupa ogólna zwane „mgławicami”, są zupełnie inne. Angielski astronom William Herschel (1738-1822), obserwując wszystkie te obiekty, w ciągu siedmiu lat odkrył kolejne dwa tysiące nowych mgławic. Zidentyfikował także klasę mgławic, która z obserwacyjnego punktu widzenia wydawała mu się inna od pozostałych. Nazwał ich” mgławice planetarne", ponieważ wykazywały pewne podobieństwo do zielonkawych dysków planet. Zatem rozważymy następujące obiekty: gaz międzygwiazdowy, pył międzygwiazdowy, ciemne mgławice, lekkie mgławice (samoświecące i odblaskowe), mgławice planetarne.

Około miliona lat po rozpoczęciu ekspansji Wszechświat nadal był względny jednorodna mieszanina gaz i promieniowanie. Nie było gwiazd ani galaktyk. Gwiazdy powstały nieco później w wyniku kompresji gazu pod wpływem własnej grawitacji. Proces ten nazywany jest niestabilnością grawitacyjną. Kiedy gwiazda zapada się pod wpływem własnego, ogromnego przyciągania grawitacyjnego, jej wewnętrzne warstwy ulegają ciągłej kompresji. To sprężanie prowadzi do ogrzewania substancji. W temperaturach powyżej 107 K rozpoczynają się reakcje, które prowadzą do powstania ciężkich pierwiastków. Obecna chemia Układu Słonecznego jest wynikiem reakcji fuzja termojądrowa, występujący w pierwszych pokoleniach gwiazd.

Etap, w którym materia wyrzucona podczas eksplozji Supernowej miesza się z gazem międzygwiazdowym i kurczy się, ponownie tworząc gwiazdy, jest najbardziej złożonym i gorzej poznanym etapem niż wszystkie inne etapy. Po pierwsze, sam gaz międzygwiazdowy jest niejednorodny, ma poszarpaną, mętną strukturę. Po drugie, powłoka supernowej, rozszerzająca się z ogromną prędkością, wymiata rozrzedzony gaz i kompresuje go, zwiększając niejednorodność. Po trzecie, zaledwie po stu latach pozostałość po supernowej zawiera więcej gazu międzygwiazdowego wychwyconego po drodze niż materii gwiazdowej. Ponadto substancja nie jest idealnie wymieszana. Zdjęcie po prawej pokazuje pozostałość po supernowej w Cygnus (NGC 6946). Uważa się, że włókna powstają w wyniku rozszerzania się powłok gazowych. Widoczne są wiry i pętle utworzone przez świecący gaz pozostałości, rozszerzający się z prędkością wielu tysięcy kilometrów na sekundę. Może pojawić się pytanie: jak ostatecznie kończy się cykl kosmiczny? Zasoby gazu maleją. Przecież większość gazu pozostaje w gwiazdach o małej masie, które umierają cicho i nie wyrzucają swojej materii do otaczającej przestrzeni. Z biegiem czasu jego rezerwy zostaną tak wyczerpane, że nie będzie w stanie uformować się ani jedna gwiazda. Do tego czasu Słońce i inne stare gwiazdy znikną. Wszechświat stopniowo pogrąży się w ciemności. Ale ostateczny los Wszechświata może być inny. Ekspansja stopniowo ustanie i zostanie zastąpiona kompresją. Po wielu miliardach lat Wszechświat ponownie skurczy się do niewyobrażalnie dużej gęstości.

Gaz międzygwiazdowy

Gaz międzygwiazdowy stanowi około 99% masy całego ośrodka międzygwiazdowego i około 2% naszej Galaktyki. Temperatura gazu waha się od 4 K do 106 K. Gaz międzygwiazdowy również emituje w szerokim zakresie (od długich fal radiowych po twarde promieniowanie gamma). Istnieją obszary, w których gaz międzygwiazdowy znajduje się w stanie molekularnym (obłoki molekularne) - są to najgęstsze i najzimniejsze części gazu międzygwiazdowego. Istnieją obszary, w których gaz międzygwiazdowy składa się z obojętnych atomów wodoru (obszary HI) i obszary zjonizowanego wodoru (obszary H II), które są jasnymi mgławicami emisyjnymi wokół gorących gwiazd.

W porównaniu do Słońca gaz międzygwiazdowy zawiera zauważalnie mniej ciężkich pierwiastków, zwłaszcza glinu, wapnia, tytanu, żelaza i niklu. Gaz międzygwiazdowy występuje we wszystkich typach galaktyk. Większość z nich znajduje się w nieregularnych (nieregularnych) galaktykach, a najmniej w galaktykach eliptycznych. W naszej Galaktyce maksimum gazu koncentruje się w odległości 5 kpc od centrum. Obserwacje pokazują, że oprócz uporządkowanego ruchu wokół centrum Galaktyki, obłoki międzygwiazdowe charakteryzują się także chaotycznymi prędkościami. Po 30-100 milionach lat chmura zderza się z inną chmurą. Tworzą się kompleksy gazowo-pyłowe. Zawarta w nich substancja jest na tyle gęsta, że zapobiega przedostawaniu się większości przenikającego promieniowania na duże głębokości. Dlatego gaz międzygwiazdowy wewnątrz kompleksów jest chłodniejszy niż w obłokach międzygwiazdowych. Złożone procesy przemiany cząsteczek w połączeniu z niestabilnością grawitacyjną prowadzą do powstania samograwitujących skupisk - protogwiazd. Tym samym obłoki molekularne powinny szybko (w czasie krótszym niż 106 lat) zamienić się w gwiazdy. Gaz międzygwiazdowy stale wymienia materię z gwiazdami. Według szacunków, około 5 mas gazu słonecznego rocznie jest obecnie przenoszonych do gwiazd w Galaktyce.

Region M 42 w konstelacji Oriona, gdzie w naszym czas ucieka aktywny proces powstawania gwiazd. Mgławica świeci, ponieważ gaz jest podgrzewany przez gorące promieniowanie pobliskich jasnych gwiazd. Zatem podczas ewolucji galaktyk następuje obieg materii: gaz międzygwiazdowy -> gwiazdy -> gaz międzygwiazdowy, co prowadzi do stopniowego wzrostu zawartości ciężkich pierwiastków w gazie międzygwiazdowym i gwiazdach oraz zmniejszenia ilości gazu międzygwiazdowego w każdej galaktyce. Możliwe, że w historii Galaktyki mogły występować opóźnienia w powstawaniu gwiazd trwające miliardy lat.

Pył międzygwiazdowy

Mały cząstki stałe, rozproszone w przestrzeni międzygwiazdowej, są prawie równomiernie zmieszane z gazem międzygwiazdowym. Wymiary omawianych powyżej dużych kompleksów gazowo-pyłowych sięgają dziesiątek setek parseków, a ich masa wynosi około 105 mas Słońca. Ale występują też małe, gęste formacje gazowo-pyłowe – globule o wielkości od 0,05 do kilku sztuk i ważące zaledwie 0,1–100 mas Słońca. Ziarna pyłu międzygwiazdowego nie są kuliste, a ich wielkość wynosi około 0,1-1 mikrona. Składają się z piasku i grafitu. Powstają w powłokach późnych czerwonych olbrzymów i nadolbrzymów, powłokach nowych i supernowych, w mgławicach planetarnych oraz w pobliżu protogwiazd. Ogniotrwały rdzeń pokryty jest powłoką lodu z zanieczyszczeniami, która z kolei jest otoczona warstwą wodoru atomowego. Ziarna pyłu w ośrodku międzygwiazdowym albo rozpadają się w wyniku zderzeń ze sobą przy prędkościach większych niż 20 km/s, albo odwrotnie, sklejają się, jeśli prędkości są mniejsze niż 1 km/s.

Obecność pyłu międzygwiazdowego w ośrodku międzygwiazdowym wpływa na charakterystykę promieniowania badanych ciał niebieskich. Ziarna pyłu osłabiają światło odległych gwiazd, zmieniając jego skład widmowy i polaryzację. Ponadto ziarna pyłu absorbują promieniowanie ultrafioletowe gwiazd i przetwarzają je na promieniowanie o niższej energii. Promieniowanie takie, ostatecznie przechodząc w podczerwień, obserwuje się w widmach mgławic planetarnych, strefach H II, otoczkach okołogwiazdowych i galaktykach Seyferta. Na powierzchni cząstek pyłu mogą aktywnie tworzyć się różne cząsteczki. Ziarna pyłu są zazwyczaj naładowane elektrycznie i oddziałują z międzygwiazdowymi polami magnetycznymi. To właśnie ziarnom pyłu zawdzięczamy taki efekt, jak kosmiczne promieniowanie maserowe. Występuje w powłokach późnych chłodnych gwiazd oraz w obłokach molekularnych (strefy H I i H II). Ten efekt wzmacniania promieniowania mikrofalowego „działa” wtedy, gdy duża liczba cząsteczek znajdzie się w niestabilnym wzbudzonym stanie rotacyjnym lub wibracyjnym, a wtedy wystarczy, że jeden foton przejdzie przez ośrodek, aby spowodować lawinowe przejście cząsteczek do stan podstawowy przy minimalnej energii. W rezultacie widzimy wąsko ukierunkowany (spójny) bardzo silny przepływ emisji radiowej. Rysunek przedstawia cząsteczkę wody. Emisja radiowa z tej cząsteczki zachodzi przy długości fali 1,35 cm. Ponadto na cząsteczkach międzygwiazdowego hydroksylowego OH pojawia się bardzo jasny maser przy długości fali 18 cm. Kolejna cząsteczka masera SiO zlokalizowana jest w powłokach zimnych gwiazd znajdujących się w końcowy etap ewolucji gwiazd i rozwijający się w kierunku mgławicy planetarnej.

Ciemne mgławice

Mgławice to obszary ośrodka międzygwiazdowego wyróżniające się promieniowaniem lub absorpcją na tle ogólnego nieba. Ciemne mgławice to gęste (zwykle molekularne) obłoki międzygwiazdowego gazu i pyłu, które są nieprzezroczyste w wyniku międzygwiazdowej absorpcji światła przez pył. Czasami ciemne mgławice są widoczne bezpośrednio na tle Drogi Mlecznej. Takimi są na przykład Mgławica Worek Węgla i liczne globule. W częściach przezroczystych w zakresie optycznym wyraźnie widoczna jest struktura włóknista. Włókna i ogólne wydłużenie ciemnych mgławic są związane z obecnością w nich pól magnetycznych, które utrudniają ruch materii przez magnetyczne linie siły.

Lekkie mgławice

Mgławice refleksyjne to obłoki gazu i pyłu oświetlane przez gwiazdy. Przykładem takiej mgławicy są Plejady. Światło gwiazd jest rozpraszane przez pył międzygwiazdowy. Większość mgławic refleksyjnych znajduje się w pobliżu płaszczyzny Galaktyki. Niektóre mgławice refleksyjne mają wygląd podobny do komety i nazywane są mgławicami kometarnymi. Na czele takiej mgławicy znajduje się zwykle gwiazda zmienna typu T Tauri, która oświetla mgławicę. Rzadkim typem mgławicy refleksyjnej jest „echo świetlne” obserwowane po wybuchu Nowej w 1901 roku w gwiazdozbiorze Perseusza. Jasny rozbłysk gwiazdy oświetlił pył i przez kilka lat obserwowano słabą mgławicę, rozprzestrzeniającą się we wszystkich kierunkach z prędkością światła. Pokazuje to zdjęcie po lewej stronie powyżej gwiazdozbiór„Plejady” z gwiazdami otoczonymi mgławicami świetlnymi. Jeśli gwiazda znajdująca się w mgławicy lub w jej pobliżu jest wystarczająco gorąca, zjonizuje gaz w mgławicy. Następnie gaz zaczyna się świecić, a mgławicę nazywa się mgławicą samoświecącą lub mgławicą zjonizowaną promieniowaniem.

Najjaśniejszymi i najbardziej rozpowszechnionymi, a także najlepiej zbadanymi przedstawicielami takich mgławic są strefy zjonizowanego wodoru H II. Istnieją również strefy C II, w których węgiel jest prawie całkowicie zjonizowany przez światło gwiazd centralnych. Strefy C II zlokalizowane są zwykle wokół stref H II w obszarach obojętnego wodoru H I. Są one niejako zagnieżdżone w sobie. Pozostałości po supernowych (patrz zdjęcie po prawej powyżej), powłoki nowej i wiatry gwiazdowe również są mgławicami samoświecącymi, ponieważ znajdujący się w nich gaz nagrzewa się do wielu milionów K (za frontem fali uderzeniowej). Gwiazdy Wolfa-Rayeta wytwarzają bardzo silne wiatry gwiazdowe. W rezultacie wokół nich pojawiają się mgławice wielkości kilku parseków z jasnymi włóknami. Mgławice wokół jasnych, gorących gwiazd typu widmowego O są podobne - do gwiazd, które również mają silny wiatr gwiazdowy.

Mgławice planetarne

W połowie XIX wieku możliwe stało się dostarczenie poważnych dowodów na to, że mgławice te należą do niezależna klasa obiekty. Pojawił się spektroskop. Joseph Fraunhofer odkrył, że Słońce emituje widmo ciągłe, usiane ostrymi liniami absorpcyjnymi. Okazało się, że wiele planet ma również widma. cechy charakteru widmo słoneczne. Gwiazdy również wykazywały widmo ciągłe, jednak każda z nich miała swój własny zestaw linii absorpcyjnych. William Heggins (1824-1910) jako pierwszy zbadał widmo mgławicy planetarnej. Była to jasna mgławica w konstelacji Draco NGC 6543. Heggins obserwował wcześniej widma gwiazd przez cały rok, ale widmo NGC 6543 było zupełnie nieoczekiwane. Naukowiec odkrył tylko jedną, jasną linię. W tym samym czasie jasna Mgławica Andromedy wykazywała ciągłe widmo charakterystyczne dla widm gwiazd. Wiemy teraz, że Mgławica Andromeda jest w rzeczywistości galaktyką i dlatego składa się z wielu gwiazd. W 1865 roku ten sam Heggins, korzystając ze spektroskopu o wyższej rozdzielczości, odkrył, że ta „pojedyncza” jasna linia składa się z trzech oddzielne linie. Jedną z nich zidentyfikowano jako linię Balmera wodoru Hb, natomiast dwie pozostałe, o większej długości fali i większej intensywności, pozostały nierozpoznane. Przypisano je nowemu pierwiastkowi – mgławicy. Dopiero w 1927 roku utożsamiono ten pierwiastek z jonem tlenu. A linie w widmach mgławic planetarnych nadal nazywane są mgławicami.

Następnie pojawił się problem gwiazd centralnych mgławic planetarnych. Są bardzo gorące, co stawia mgławice planetarne przed gwiazdami wczesnych typów widmowych. Jednak badania prędkości przestrzennych doprowadziły do dokładnie odwrotnego wyniku. Oto dane dotyczące prędkości przestrzennych różnych obiektów: mgławice rozproszone – małe (0 km/s), gwiazdy klasy B – 12 km/s, gwiazdy klasy A – 21 km/s, gwiazdy klasy F – 29 km/s, gwiazdy klasy G - 34 km/s, gwiazdy klasy K - 12 km/s, gwiazdy klasy M - 12 km/s, mgławice planetarne - 77 km/s. Dopiero odkrycie ekspansji mgławic planetarnych umożliwiło obliczenie ich wieku. Okazało się, że trwało to około 10 000 lat. Był to pierwszy dowód na to, że być może większość gwiazd przechodzi przez fazę mgławicy planetarnej. Zatem mgławica planetarna jest układem gwiazdy, zwanej jądrem mgławicy, i symetrycznie otaczającym ją światłem skorupa gazowa(czasami kilka muszli). Powłoka mgławicy i jej rdzeń są ze sobą genetycznie powiązane. Mgławice planetarne charakteryzują się widmem emisyjnym różniącym się od widm emisyjnych galaktycznych mgławic rozproszonych w dużej mierze wzbudzenie atomów. Oprócz linii podwójnie zjonizowanego tlenu obserwuje się linie C IV, O V, a nawet O VI. Masa powłoki mgławicy planetarnej wynosi około 0,1 masy Słońca. Cała różnorodność kształtów mgławic planetarnych prawdopodobnie wynika z projekcji ich podstawowej struktury toroidalnej na sferę niebieską pod różnymi kątami.

Powłoki mgławic planetarnych rozszerzają się w otaczającą przestrzeń z prędkością 20 - 40 km/s pod wpływem wewnętrznego ciśnienia gorącego gazu. W miarę rozszerzania się skorupy staje się ona cieńsza, jej blask słabnie i ostatecznie staje się niewidoczna. Jądra mgławic planetarnych to gorące gwiazdy wczesnych klas widmowych, które ulegają znaczącym zmianom w trakcie życia mgławicy. Ich temperatury wynoszą zwykle 50 - 100 tys. K. Jądra starych mgławic planetarnych są zbliżone do białych karłów, ale jednocześnie znacznie jaśniejsze i gorętsze od typowych obiektów tego typu. Wśród jąder znajdują się także gwiazdy podwójne. Powstawanie mgławicy planetarnej jest jednym z etapów ewolucji większości gwiazd. Rozważając ten proces, wygodnie jest podzielić go na dwie części: 1) od momentu wyrzucenia mgławicy do etapu, w którym źródła energii gwiazdy są w zasadzie wyczerpane; 2) ewolucja gwiazdy centralnej z ciąg główny zanim mgławica wybuchnie. Ewolucja po wyrzuceniu mgławicy jest dość dobrze zbadana zarówno obserwacyjne, jak i teoretyczne. Więcej wczesne stadia znacznie mniej jasne. Zwłaszcza etap pomiędzy czerwonym olbrzymem a wyrzutem mgławicy.

Gwiazdy centralne o najniższej jasności są zwykle otoczone przez największe, a zatem najstarsze mgławice. Zdjęcie po lewej stronie przedstawia mgławicę planetarną Hantle M 27 w gwiazdozbiorze Liska. Przypomnijmy trochę teorię ewolucji gwiazd. Oddalając się od ciągu głównego, najważniejszy etap ewolucji gwiazd rozpoczyna się po całkowitym wypaleniu wodoru w obszarach centralnych. Następnie środkowe obszary gwiazdy zaczynają się kurczyć, uwalniając energię grawitacyjną. W tym czasie obszar, w którym nadal pali się wodór, zaczyna się przesuwać na zewnątrz. Następuje konwekcja. Dramatyczne zmiany zaczynają się w gwieździe, gdy masa izotermicznego rdzenia helowego stanowi 10-13% masy gwiazdy. Centralne obszary zaczynają gwałtownie się kurczyć, a otoczka gwiazdy rozszerza się - gwiazda staje się olbrzymem, poruszającym się wzdłuż gałęzi czerwonego olbrzyma. Rdzeń, kurcząc się, nagrzewa się. Ostatecznie rozpoczyna się w nim spalanie helu. Po pewnym czasie zapasy helu również się wyczerpują. Następnie rozpoczyna się drugie „wspinanie się” gwiazdy wzdłuż gałęzi czerwonego olbrzyma. Jądro gwiezdne składające się z węgla i tlenu szybko się kurczy, a otoczka rozszerza się do gigantycznych rozmiarów. Taka gwiazda nazywana jest asymptotyczną gwiazdą olbrzymią. Na tym etapie gwiazdy mają dwa warstwowe źródła spalania – wodór i hel – i zaczynają pulsować.

Reszta ścieżka ewolucyjna znacznie mniej studiowany. W gwiazdach o masach przekraczających 8-10 mas Słońca węgiel w jądrze ostatecznie ulega zapłonowi. Gwiazdy stają się nadolbrzymami i kontynuują ewolucję, aż utworzy się rdzeń z pierwiastków szczytowych żelaza (niklu, manganu, żelaza). To centralne jądro prawdopodobnie zapada się, tworząc gwiazdę neutronową, której powłoka zostaje wyrzucona jako supernowa. Jest oczywiste, że mgławice planetarne powstają z gwiazd o masach mniejszych niż 8-10 mas Słońca. Dwa fakty sugerują, że przodkami mgławic planetarnych są czerwone olbrzymy. Po pierwsze, gwiazdy gałęzi asymptotycznej są fizycznie bardzo podobne do mgławic planetarnych. Jądro czerwonego olbrzyma ma bardzo podobną masę i rozmiar do gwiazdy centralnej mgławicy planetarnej, jeśli usunie się rozszerzoną, wątłą atmosferę czerwonego olbrzyma. Po drugie, jeśli mgławica zostanie wyrzucona przez gwiazdę, to musi mieć minimalną prędkość wystarczającą do ucieczki z pola grawitacyjnego. Obliczenia pokazują, że tylko dla czerwonych olbrzymów prędkość ta jest porównywalna z prędkością ekspansji powłok mgławic planetarnych (10-40 km/s). W tym przypadku masę gwiazdy szacuje się na 1 masę Słońca, a promień mieści się w granicach 100-200 promieni Słońca (typowy czerwony olbrzym). Podsumowując, zauważamy, że najbardziej prawdopodobnymi kandydatami do roli przodków mgławic planetarnych są gwiazdy zmienne, takie jak Mira Ceti. Przedstawicielami jednego z etapów przejściowych między gwiazdami a mgławicami mogą być gwiazdy symbiotyczne. I oczywiście nie możemy zignorować obiektu, FG Sge (na obrazku powyżej, po prawej). W ten sposób większość gwiazd o masach mniejszych niż 6-10 mas Słońca ostatecznie staje się mgławicami planetarnymi, które na poprzednich etapach tracą większość swojej pierwotnej masy; pozostaje tylko jądro o masie 0,4-1 masy Słońca, które staje się białym karłem. Utrata masy wpływa nie tylko na samą gwiazdę, ale także na warunki w ośrodku międzygwiazdowym i przyszłe pokolenia gwiazd.