Туманності галактичні , хмари міжзоряного газу і пилу, що світяться або темні (див. Міжзоряне середовище ). Розрізняють дифузні Т. р., планетарні Т. р., залишки спалахів найновіших зірок і Т. р. довкола Вольфа — Райе зірок .
Дифузні туманності. Дифузні Т. р. є світлими або темними утвореннями неправильної форми з кутовими розмірами від декількох хвилин до декількох градусів. Підрозділяються на емісійних, спектри випромінювання яких складаються в основному з емісійних ліній; відбивні, такі, що мають безперервний спектр із слабкими лініями поглинання, і темні — щільні газово-пилові хмари, що не світяться, поглинають випромінювання світлого фону піднебіння. Всі три типи Т. р. утворюються в газово-пилових комплексах залежно від наявності збуджуючих зірок і їх спектрального класу. Інколи одна частина комплексу виявляється як емісійна Т. р., інша — як відбивна, третя — як темна. Часто яскрава емісійна Т. р. оточена слабкішою областю свічення газу (див. мал. 1 ).
Емісійні Т. р. — це області Нii (іонізованного водню). Джерелом енергії їх свічення є зірки спектрального класу Про (див. Спектральна класифікація зірок ), що мають температуру поверхні 25000—50000 До і масу близько 10 М10 мас Сонця). Ультрафіолетове випромінювання зірки іонізуєт і збуджує водень на відстані від декількох nc до десятків nc залежно від щільності міжзоряного газу. Рекомбінаційне випромінювання Н і Не збудження електронним ударом атомів Про, S, N визначають оптичний спектр емісійних Т. г.: спостерігаються яскраві спектр, лінії бальмеровськой серії, заборонені лінії [OII], [OIII], [NII], [SII] і ін., слабкий безперервний спектр. У радіодіапазоні туманності цього типа випромінюють тепловий безперервний спектр, рекомбінаційні лінії Н і Не, що виникають при переходах між дуже високими енергетичними рівнями лінії ВІН, H 2 O і ін. Методи дослідження фізичних умов в дифузних туманностях розроблені Х. Цанстра (Нідерланди), Л. Спіцером (США), Б. Стремгреном (Швеція), М. Ситоном (Великобританія), В. І. Проником (СРСР). Структура і маси туманностей досліджені радянськими астрономами Р. А. Шайном і В. Ф. Газі. Температура емісійних Т. р. — близько 8000 К. Наблюдаєтся невелике падіння температури з відстанню від центру збудження до периферії. Щільність газу 10—1000 атомів в см 3 (10 —23 —10 —21 г/см —3 ), щільність пилу (по масі) в середньому в 100 разів менше. Пил і газ перемішані, проте спостерігаються флуктуації щільності. Маси окремих туманностей — від 1 M до декількох десятків M. Дифузні туманності мають тенденцію утворювати великі комплекси, включаючі декілька об'єктів різних типів і різної яскравості; маси великих комплексів досягають сотень і тисяч M. Кордон між емісійною Т. р. (областю HII) і навколишнім газом (областю нейтрального водню HI) — різка, товщина перехідного шару — близько 0,05 nc . Область Нii розширюється під дією тиску гарячого газу, різкий кордон — іонізаційний фронт — поширюється по навколишньому холодному газу. Локальні ущільнення міжзоряного газу огинаються і «обжимаються» фронтом. Так утворюються світлі і темні дрібномасштабні структури в емісійних Т. г.: глобули, ріми, витягнуті джгути («слонові хоботи»), кометоподібні туманності.
Відбивні Т. р. є результатом віддзеркалення світла яскравих зірок спектральних класів B5 — B9 щільними газово-пиловими хмарами (див. мал. 2 ). Свічення відбивних Т. р. по спектру подібно до світла освітлюючих їх зірок. Відбивні Т. р. менше і слабкіше по яскравості, чим емісійні; їх світимості в десятки разів менше світимості зірки. Якщо відбивна Т. р. освітлена зіркою спектрального класу BI, на відбитий спектр зірки накладаються емісійні лінії свічення газу самої туманності.
Темні Т. р. є щільними газово-пиловими хмарами, поблизу яких немає збуджуючих або освітлюючих зірок. Вони видно на тлі Молочного Шляху або інший, світлій туманності як темні утворення. Найбільш щільні темні Т. р. називаються «Вугільними мішками». Фізичні умови і кінематика туманностей цього типа досліджувалися за спостереженнями міжзоряних ліній поглинання атомів CAII, NAI, CAI, KI, TIII, FEII і молекул CN, CH, CHII і ін. У 50—70-х рр. 20 ст темні Т. р. досліджуються шляхом спостережень радіовипромінювання HI в лінії 21 см і радіоліній ВІН, Nh 3 , CO, Ch 3 , ВІН, HCN і ін. Температура в областях HI близько 50 До, в найбільш щільних газово-пилових комплексах 5—10 До, середня щільність біля 10 2 — 10 4 молекул в см 3 .
Зв'язок дифузних Т. р. із зірками, згідно з теоретичними дослідженнями, має генетичний характер: у щільних газово-пилових комплексах відбувається процес конденсації зірок з дифузного середовища. Великі комплекси (з масою 10 3 — 10 4 M, температурою близько 50 До, розмірами до десятків nc ) стискуються в результаті гравітаційної нестійкості. Стискується до достатній щільності, комплекс розбивається на частини, що незалежно стискуються, утворюючи конденсації протозірок . Частина гравітаційної енергії витрачається на нагрівання протозірки; після початку ядерних реакцій протозірка стає звичайною зіркою, іонізуєт і освітлює залишки газу і пилу, що не сконденсувалися, утворюючи дифузні туманності. У 70-і рр. 20 ст отримано деякі наглядові підтвердження цій точки зору: виявлені холодні щільні молекулярні хмари (температура близько 5 До; середня щільність молекулярного водню 10 4 молекул в см 3 , досягає 10 7 молекул в см 3 ); виявлені компактні джерела мазерного (ВІН і H 2 O) випромінювання, розміром близько 1 — 10 астрономічних одиниць з щільністю 10 6 —10 7 молекул в см 3 , рухомі друг відносно друга з швидкостями декілька км/сек . Згідно з гіпотезою радянського астронома І. С. Шкловського, в центрі таких надщільних утворень знаходяться протозірки, інфрачервоне випромінювання яких здійснює «накачування» мазеров.
Планетарні туманності. Планетарні Т. р. — це емісійні туманності, що мають вигляд диска або кільця, невеликого кутового розміру (від декількох секунд до декількох хвилин дуги). На мал. 3—4 — дві найбільш відомі планетарні Т. р. — Ngc6720 і Ngc6853 (туманності позначаються скороченою назвою каталога і номером, під яким вони в каталозі записані), В центрі планетарної Т. р. знаходиться ядро — зірка, що породила туманність і збуджуюча її свічення. Спектри ядер, що відносяться або до зірок типа Вольфа — Райе з широкими емісійними лініями, або до ранніх о-зірок, свідчать про температуру, що досягає 50 тис. — 100 тис. К. Мощноє ультрафіолетове випромінювання гарячого ядра є джерелом енергії іонізації і збудження атомів в туманності. Найяскравіші лінії в спектрі свічення планетарних Т. р. — небулярниє лінії [OIII]. Крім того, спостерігається рекомбінаційне випромінювання Н, Не, а також ударне збудження ліній [OII], [NII], [NEIII], [NEIV] [NEV], [SII], [SIII], [AIII] і ін. елементів. Результати спостережень планетарних Т. р. послужили матеріалом для розвитку класичних астрофізичних методів визначення температури, щільності, хімічного складу туманностей, визначення температури ядер (А. Боуен, Л. Аллер, Д. Мензел в США; М. Ситон у Великобританії). Температура планетарних Т. р. 10000—20000 До, щільність — декілька тис. атомів в см 3 (у яскравих компактних туманностях — десятки тис. атомів в см 3 ), спостерігається висока міра іонізації елементів (вище, ніж в дифузних Т. р.). Міра іонізації падає від центру туманності до периферії. Планетарні Т. р. унаслідок тиску гарячого газу розширюються, швидкість розширення складає 10—40 км/сек і зростає до периферії. У міру розширення падає поверхнева яскравість туманностей; на цьому заснований метод оцінки відстані до планетарних Т. р. і їх лінійного розміру. Розміри планетарних Т. р. досягають 0,1—1 nc ; маса газу в середній туманності — близько 0,1 M. Існує зв'язок між характером ядра і типом туманності: маленькі яскраві планетарні Т. р. мають ядра типа Вольфа — Райе, кільцеподібні — ядра з безперервним спектром, великі неправильні туманності — звичайні зірки спектрального класу О. Ето свідчить про те, що ядро істотно змінюється за характерний час еволюції планетарною Т. р., що становить десятки тисяч років. Згідно сучасної теорії зоряної еволюції, освіта планетарних Т. р. і їх ядер є закономірний процес еволюції червоних гігантів . На пізній стадії еволюції червоний гігант скидає зовнішні шари, утворюючи оболонку, що повільно розширюється. Гаряча внутрішня частина зірки, що «оголіла», стискується і перетворюється на маленьке щільне гаряче ядро планетарною Т. р. Впродовж десятків і сотень тисяч років ядро, поступово остигаючи, перетворюється на звичайний білий карлик, а планетарна Т. р. розсівається в міжзоряному середовищі. Статистика і розподіл в просторі планетарних Т. р., червоних гігантів і білих карликів в основному підтверджують приведені уявлення про еволюцію планетарних Т. р.
Залишки спалахів найновіших зірок. Туманності цього типа — це тонковолокнисті емісійні туманності, як правило симетричні спалахи найновішої зірки, що утворилися в результаті. При спаласі найновішої зірки викидається істотна частина маси зірки, що становить близько 1 M, з швидкістю близько 10000 км/сек . Сферично-симетрична ударна хвиля, що виникає при цьому, поширюється по міжзоряному газу. Через декілька сотень років на місці спалаху спостерігаються так звані молоді залишки спалаху — окремі «клапті» викинутої речовини (наприклад, Касіопея А) або волокниста туманність (Крабовидна туманність ). Спектральні спостереження показали, що молоді туманності — залишки найновіших зірок — розширюються з швидкістю декілька тис. км/сек . Флуктуації щільності міжзоряного газу при цьому огинаються і обжимаються ударною хвилею, утворюючи так звані стаціонарні конденсації в молодих залишках. Ударна хвиля поступово гальмується, згрібаючи і вимітаючи міжзоряний газ.(газета) На деякій стадії утворюється оболонка, що інтенсивно висвічується (частина кінетичній енергії спалаху витрачається на нагрівання, іонізацію, збудження газу). Через десятки тисяч років після спалаху спостерігаються «старі» залишки найновіших (наприклад, IC 443, Петливши в сузір'ї Лебедя) і тонковолокнисті сферично-симетричні емісійні туманності малої поверхневої яскравості. На мал. 5—6 приведені дві найбільш відомі туманності цього типа. Швидкості розширення останніх досягають 20—100 км/сек . Найбільш яскраві лінії у оптичному спектрі залишків найновіших зірок Н а , [NII], [SII], [OII], [OIII], Н b . На відміну від інших типів Т. р., у залишках спалахів найновіших спостерігаються також «корональні» лінії високоїонізованних елементів, наприклад FEX і FEXIV в Петлі в сузір'ї Лебедя і в туманності в сузір'ї Вітрила. Тонковолокнисті туманності — залишки спалахів найновіших — є потужними джерелами синхротронного радіовипромінювання (синхротронний механізм радіовипромінювання в астрономії був вперше застосований для пояснення випромінювання Крабовидної туманності). З розвитком рентгенівської астрономії більшість оптичних туманностей цього типа ототожнена з протяжними джерелами м'якого рентгенівського випромінювання з тепловим спектром. У деяких залишках найновіших зірок виявлені пульсари, що є зоряними залишками спалаху. Комплексні спостереження туманностей у оптичному радіо- і рентгенівському діапазонах привели до наступних уявлень про їх природу. Внутрішня частина залишку найновішої зірки — гаряча плазма низької щільності близько 0,1 часток в см 3 і з температурою 10 7 —10 6 К. Оптічеськие туманності є тонкою оболонкою на фронті ударної хвилі високої щільності — біля 10 3 см 3 і захололу до температури біля 10 4 К. Тонкие ажурні волокна утворюються при проходженні ударної хвилі по флуктуаціях щільності міжзоряного газу. Маса оптичної туманності визначається масою міжзоряного газу, «виметеного» і іонізованного ударною хвилею, і досягає декілька M за зовнішнім кордоном оптичної туманності знаходиться щільна холодна оболонка нейтрального газу, що досягає декількох десятків М. Лінейний розмір тонковолокнистої туманності досягає 20—40 nc , вік — десятки і сотні тисяч років. Швидкість розширення туманності падає з віком; після того, як швидкість розширення зменшується до середньої швидкості руху хмар міжзоряного газу — близько 10 км/сек , — туманність розсівається в міжзоряному середовищі.
Туманності довкола зірок Вольфа — Райе виділені в самостійного типа туманностей в середині 60-х рр. 20 ст і є кільцевими емісійними туманностями, що оточують зірки Вольфа — Райе. Відомо 9 тонковолокнистих оболонкових туманностей, пов'язаних з одиночними зірками Вольфа, — Райе типів Wn5, Wn6, Wn8. Найяскравіша з них — NGC 6888 довкола зірки HD 192163 (див. мал. 7 ). Утворення туманностей цього типа — результат взаємодії зоряного вітру з міжзоряним газом. Зірки Вольфа — Райе викидають біля 10 —4 —10 —5 M в рік з швидкістю близько 1000 км/сек . При цьому утворюється ударна хвиля, що поширюється по навколишньому газу. На певній стадії істотна частина кінетичної енергії речовини, що викидається, висвічується; в цей час спостерігається оболонкова туманність. Основні лінії оптичного спектру туманності — бальмеровськая серія Н [OII] [OIII] [NII] [SII]. З туманностями цього типа пов'язані протяжні радіоджерела з тепловим спектром. Кільцеві туманності зазвичай спостерігаються на тлі дифузної туманності — звичайної зони HII довкола зірки Вольфа — Райе. Виявлено розширення кільцевих туманностей із швидкістю 50—100 км/сек .
Генетичний зв'язок зірок і туманностей в значній мірі визначає круговорот речовини у Всесвіті. Зірки утворюються шляхом конденсації з щільних хмар міжзоряного газу. У свою чергу, зірки в процесі еволюції викидають в простір частину речовини (зоряний вітер, скидання оболонок, вибухи найновіших зірок) збагаченого важкими елементами в результаті ядерних реакцій.
Літ.: Воронцов-Вельямінов Би. А., Газові туманності і нові зірки, М-код.—Л., 1948; Пікельнер С. Би., Фізика міжзоряного середовища, М., 1959; Каплан С. А., Пікельнер С. Би., Міжзоряне середовище, М., 1963; Шкловський І. С., Зірки: їх народження, життя і смерть, М., 1975; Адлер Л., Ліллер В., Планетарні туманності, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1971.
