Туманности

Туманности

В. Я. Струве более ста лет назад указал на существование межзвездного поглощения света. Окончательно оно было доказано только в 1930 г. Межзвездное поглощение света ослабляет свет звезд тем больше, чем они дальше от нас и тем сильнее, чем длина волны света короче. Поэтому далекие звезды кажутся желтее и даже краснее, чем они есть на самом деле. Такой эффект должна вызывать мелкая пыль, размеры частичек которой сравнимы с длиной световой волны.

Исследования показали, что межзвездная пыль сосредоточена в узком слое толщиной около 200—300 пс вдоль галактической плоскости. Эта пыль состоит частично из сплошной разреженной среды, частично из плавающих в ней облаков пыли большей плотности. В среднем на расстоянии в 1000 пс свет в плоскости Галактики ослабляется на 1, 5 звездных величины. Примером темной туманности может служить туманность «Конская голова» в созвездии Ориона.

Уменьшение видимого блеска далеких звезд не позволяет точно определить расстояние до них путем сравнения их абсолютной звездной величины с видимой звездной величиной. Приходится изучать неравномерное распределение космической пыли, темных туманностей и учитывать их влияние.

Если вблизи от большого пылевого облака находится яркая звезда-гигант, то она освещает это облако. Оно, отражая свет звезды, может светиться довольно заметно. Спектр такой туманности совпадает со спектром освещающей его звезды. Достаточно ярко освещена звездами всего лишь малая доля всех темных, пылевых туманностей. Существуют туманности, в которых пыль перемешана с разреженным газом. Такая туманность называется газопылевой, их большинство.

В созвездии Ориона находится типичная газопылевая туманность. Ее видно (зимой) в сильный бинокль, но только фотография выявляет ее структуру. Газопылевых и чисто газовых разреженных диффузных туманностей известно много. Они клочковаты, неправильной формы, без четких очертаний. Спектр газовых туманностей состоит из ярких линий водорода, кислорода и других легких газов. Некоторые из газов находятся в таком особом состоянии, что дают спектр, никогда не наблюдавшийся в земных условиях. Две самые яркие зеленые линии спектра туманностей долго приписывали предполагаемому химическому элементу «небулию» (что значит «туманный»), имеющемуся только в туманностях. Но потом выяснилось, что эти линии принадлежат атому кислорода, потерявшему два электрона и светящемуся в условиях такой разреженности, какая в лаборатории не осуществима. Действительно, плотность газовых туманностей около 10-21—10-23 г/см3.

Водород в туманностях почти полностью ионизирован. Все газы туманности светятся только в том случае, если в ней или поблизости от нее есть очень горячая голубая звезда с температурой не ниже 25 000°. Излучение звезды ионизирует водород и другие газы туманностей и приводит их в свечение в процессе флуоресценции. Газ поглощает ультрафиолетовые лучи, а излучает в красных, зеленых и других линиях спектра. Если бы горячая звезда вдруг угасла, туманность бы тоже вскоре перестала светиться.

Газовые диффузные туманности образуют слой толщиной всего лишь около 200 пс в галактической плоскости. Они тоже принадлежат к населению I типа, характерному для спиральных ветвей Галактики. Размеры туманностей несколько парсеков или несколько десятков парсеков, так что в них бывает погружено несколько звезд. Внутри них происходят медленные хаотические движения — турбуленция.