Туманности
         
          межзвёздный газ и пыль; туманности: определение, классификация
          классы туманностей по оптическому виду
              эмиссионные; отражательные; тёмные
          классы туманностей по характеру водорода
              области H I; области H₂; области H II;
          сброшенные оболочки звёзд
              красных гигантов ОКГ, "планетарные")
              сверхновых (ОСН)
              звёзд Вольфа-Райе
          особые туманности
              холодно-горячие
              объекты Хербига-Аро
              газопылевые диски
          история изучения
          приложение
          сокращения
          технические термины, физические явления и законы
         
          Межзвёздный газ и пыль; туманности: определение, классификация
         
          В пространстве между звездами есть газ и пыль, разного состава, плотности, температуры.
          Межзвездные газ и пыль обычно перемешаны, при этом газа по массе ~99%, остальное – пыль.
          Межзвездные газ и пыль излучают; это либо переизлучение (в т.ч. тепловое) излучения звёзд, либо спонтанное излучение атомов.
         
          Межзвездный газ
          состав
          Основную часть межзвёздного газа составляет водород, разные его виды: ~90% числа всех атомов (70% по массе). Атомы гелия составляют ~10% (~28% по массе). ~2% массы составляют остальные элементы. Из них больше других О, С, N, Ne, S, Ar, Fe. Все они вместе составляют ~0,1% от числа атомов межзвёздного газа. По сравнению со звёздами много меньше тяжелых элементов, особенно алюминия, кальция, титана, железа, никеля; их в k10-k100 меньше чем на Солнце.
          Водород находится в 3-х состояниях: атомарном H I, молекулярном H₂, ионизированном H II.
          Среди молекул наиболее распространёна Н₂, за ним СО; на каждую СО приходится ~10⁵Н₂.
          физические характеристики
          Температура газа 4-10⁶К; ; в межзвёздных ударных волнах ионная температура иногда >10⁹К.
          Молекулярный водород холодный; атомарный – тёплый; ионизированный – горячий.
          Концентрация частиц в газе 10^-4-10¹² ч/см³.
          излучение и поглощение
          От длинных радиоволн до жёсткого гамма-излучения.
          Атомарный водород H I излучает радиоволны длины 21 см (частота 1,42 ГГц). Это переходы в атомах; они спонтанные, происходят редко и т.о. заметны лишь когда атомов много (в облаках). В видимой части спектра он не излучает. Поглощает также волны длины 21 см.
          Ионизированный газ H II излучает на волне линии Hα (длина 656,28 нм; это видимый спектр, темно-красный цвет). В частности, в облаках H II, близких к молодой звезде, он переизлучает на этой волне её УФ излучение. Т.о. это свечение туманности показывает места формирования звезд. Светящийся ионизированный газ вокруг областей звездообразования похож на пожары в саванне.
          Наиболее горячие участки межзвёздного газа, в т.ч. остатки сверхновых звёзд, излучают в Р и гамма диапазонах. При столкновении протонов космических лучей с протонами газа образуются пи⁰-мезоны которые распадаются на два гамма-фотона. Также вносит вклад (~1/2) в его излучение тормозное излучение релятивистских электронов при столкновениях с ядрами атомов газа.
          Молекулярный водород H₂ не даёт заметного излучения, у H₂ нет энергетических переходов в видимом или радиодиапазоне, другие переходы лежат в УФ области (ненаблюдаемой с Земли). H₂ поглощает излучение звезд в полосе Лаймана (991 - 1132 Å) (это можно наблюдать в космические телескопы).
          С молекулярным водородом H₂ "стремится смешаться" окись углерода СО. / энергия распада молекул СО и H₂ почти равны (~11 эВ), поэтому обе они существуют и разрушаются практически в одних и тех же межзвездных областях/ т.о. там, где зарегистрирована молекула СО, есть и H₂. При низких температурах, характерных для плотных молекулярных облаков, Н₂ с их уровнями энергии почти не возбуждаются; зато СО легко возбуждаются / СО, в отличие от H₂, излучает при вращении, в т.ч. при столкновениях с H₂. / Для излучения крайне низкоэнергетических линий СО нужна плотность газа k100 частиц/см³ и температура k10К. Они излучают на радиоволне 2,6 мм. / Длина волны излучения CO ~1 мм, между дальним ИК и радио. Излучение СО покзывает наличие и H₂; чем выше излучение CO, тем больше там H₂; можно по наблюдаемой светимости CO найти массу в облаке H₂.
          распределение
          В спиральных и нерегулярных галактиках основная масса межзвёздного газа сосредоточена в дисках, хотя есть и в центре. В эллиптических галактиках межзвёздный газ встречается в заметном количестве лишь в гигантских галактиках, преимущественно в их центрах.
          В диске основная часть газа сосредоточена в спиральных ветвях.
          В нашей Галактике межзвездный газ составляет ~2% её массы, <1% объёма.
          ~1/2 всей газовой массы находится в пределах галактической орбиты Солнца (её радиус 8,5 кпк). Из неё большая часть газа находится в кольце между 3,5 и 7,5 кпк от центра Галактики; max объёма приходится на 5 кпк от центра. Основной объем газа находится в спиральных рукавах. ~1/2 их объёма составляют "ветви" горячего разреженного ионизованного газа плотности ~10^-2-10^-3 частиц/ см³. Одна из них расположена вблизи Солнечной системы.
          Большая часть межзвёздного газа сконцентрирована в облаках и комплексах облаков. ~1/2 его массы находится в гигантских молекулярных облаках (ГМО).
          В спиральных галактиках масса атомарного водорода 1-10%; в неправильных >10%, в эллиптических <0,1% массы галактики.
          С увеличением плотности и непрозрачности облаков доля молекулярного водорода в них по сравнению с атомарным возрастает – от 0,01% у разреженных облаков, до 60% у плотных, почти непрозрачных облаков. В самых плотных облаках п.в. водород находится в молекулярной форме.
          Чем больше плотность облака, тем более разнообразные молекулы в нём встречаются.
          На высоких галактических широтах лежат разреженные облака.
         
          Межзвездная пыль
          Пыль – мелкие твёрдые частицы размером ~0,1-1 мкм, диффузные углеродистые и силикатные гранулы.
          Пыль тесно связана с холодными плотными молекулярными облаками газа.
          излучение
          Пылинки поглощают излучение звёзд, отражают его; переизлучают в ИК; поляризуют.
          При поглощении синих и УФ фотонов, излучаемых звездами, пыль нагревается, до k10-100К (в зависимости от того, где она находится относительно звезд); пик тепловыделения приходится на волны с длиной ~100 мк/ 10-100 мк между средней и дальней ИК областью / переизлучает от нагрева в дальнем ИК диапазоне. / типичная температура межзвездной пыли k10K; соответствует излучению в далекой ИК области спектра – 100-200 микрон.
          Спектр излучения, испускаемого большей частью межзвездной пыли, близок к спектру АЧТ.
          Пыль пропускает ближнее ИК излучение.
          Поглощает и рассеивает фотоны с короткой длиной волны, т.е. синий свет; т.о. сквозь нее проходят, в основном, фотоны краснее – это межзвездное покраснение света.
         
          Происхожение и эволюция
          происхождение
          Основная масса межзвёздного водорода появилась в начальном этапе эволюции Космоса.
          Ионизированный водород H II получается из атомарного H I ионизацией. Напр. после того как зажглась звезда (в её ядре запустились ТЯ реакции), она излучает в видимом и УФ диапазоне. Это излучение воздействует на находящийся поблизости газ, напр. оставшийся в околозвездном диске и создает ионизированный газ/ водород.
          Также звёзды сбрасывают газовые оболочки; производят выбросы газа (и пыли).
          Межзвёздная пыль образуется обычно в оболочках красных гигантов и сверхгигантов, новых и сверхновых звезд, около протозвезд; выбрасывается затем в космос.
          эволюция
          Газ конденсируется в облака. Из облаков образуются звёзды. Сейчас в Галактике в звезды переходит 5M_S газа в год.
          Круговорот газ -> звёзды -> газ; ведёт к увеличению содержания тяжёлых элементов в межзвёздном газе и звёздах; к уменьшению количества газа в галактиках. В разных типах галактик исчерпание газа идёт по существенно различным сценариям.
          Пылинки в космосе либо дробятся в результате столкновений друг с другом со скоростями больше 20 км/сек, либо наоборот, слипаются, если скорости меньше 1 км/сек.
         
          Туманности: определение; классификация
          Туманности это, по определению, межзвёздные газо-пылевые облака.
          Размер крупных газо-пылевых облаков (туманностей) достигает k1000 пк, масса ~10⁵M_S. Небольшие газо-пылевые образования, т.н. глобулы, имеют размеры 0,05-k пк, массы 0,1-100M_S.
          Приобретают свои формы в результате воздействия на газ межзвездных ветров, излучения, М-полей, гравитации.
          Спектр (в т.ч. цвет), яркость, характер излучения, отражения, поглощения туманностью ЭМ волн определяются характеристиками (количеством, составом, плотностью) имеющихся в ней пыли и газов. Пылинки отражают свет от звезд, меняют его спектр и поляризацию; газ поглощает УФ излучение звезд, преобразуют его в излучение меньшей энергии, в т.ч. в оптическое или ИК.
          Облака межзвездного газа в спиральных и нерегулярных галактиках движутся вокруг центра, вместе со звёздами; имеют и хаотические скорости ~10 км/сек.с В эллиптических галактиках они движутся, в основном, радиально. Облако сталкивается с другим через 30-100 млн. лет.
          Туманности, т.е. межзвёздные газо-пылевые облака, классифицируются по 1) оптическому виду; 2) химическому составу, гл.обр. по типу водорода, составляющего их основную массу; 3) происхождению; 4) особым спектральным или иным характеристикам.
          Светящиеся туманности – видны в видимой части спектра; тёмные – не видны.
          Светящиеся бывают эмиссионные и отражательные. Эмиссионные переизлучают фотоны звёзд ионизированным газом в видимом спектре; отражательные – отражают их от частиц пыли. Туманности могут быть и эмиссионными и отражательными (напр. разные их части).
          Молекулярные облака – области, где доминирует межзвездный газ в молекулярном состоянии; облака H I – области, где доминирует межзвездный газ из атомарного водорода; облака H II – области, где доминирует межзвездный газ из ионизованного водорода.
          Ещё классы: ОКГ (сброшенные оболочки красных гигантов), ОНЗ (сброшенные оболочки сверхновых звёзд); порождённые звёздным ветром/ ударной волной; объекты Хербига-Аро; газо-пылевые диски возле звёзд, в т.ч. остаточные и аккреционные; холодно-горячие – из плотного холодного газа, окружающие область горячего разреженного газа (по своим свойствам они близки к ОНЗ – остаткам вспышек сверхновых – но имеют гораздо большие размеры).
          Газово-пылевые комплексы плотнее, чем облака, поэтому излучение не проходит в их глубину и газ там холоднее; поэтому он имеет там, в основном, молекулярный вид.
         
          Классы туманностей по оптическому виду
         
          Светящиеся и тёмные (в оптической части спектра). Тёмные могут светиться в других частях спектра. Причины свечения: 1) излучение фотонов ионизированным газом; 2) отражение световых фотонов звёзд от частиц пыли.
          Области H II всегда светятся. Так же ОКГ, ОСН, объекты Хербига-Аро, звездный ветер (газ нагрет в них до k10⁶К). Молекулярные облака могут быть светящимися или тёмными.
          Эмиссионные туманности состоят, в основном, из ионизированного водорода, находятся вблизи горячих звёзд; отражательные – имеют в составе больше пыли и находятся вблизи более холодных звёзд. Эмиссионные туманности иногда называют газовыми, отражательные и тёмные – пылевыми. Потому что свечение вызывается газами, а отражение или поглощение света – пылью.
          Спектр излучения/ отражения туманности определяется 1) её составом 2) облучающими/ подсвечивающими звёздами. Вид спектров эмиссионных и отражательных туманностей различен: у отражательных туманностей он непрерывный, как и у звёзд, свет которых они отражают.
         
          Эмиссионные туманности
          Межзвёздные облака, излучающее в оптическом диапазоне.
          Причина излучения – ионизация газа облака. Фотоны УФ диапазона поглощаются атомами и ионизуют их, затем, в результате рекомбинаций и переходов, атомы излучают фотоны меньшей энергии, из оптического диапазона. / рекомбинация происходит каскадно: электрон не сразу возвращается на основной уровень, а проходит несколько возбуждённых состояний, при переходе между которыми излучаются фотоны с меньшей энергией, чем у исходного. Так УФ фотоны в туманности "перерабатываются" в оптические.
          У них есть очень слабый непрерывный спектр, на его фоне сильные линии излучения, в т.ч. запрещённые. Наиболее заметны линии водорода, в частности Hα; также линии нейтрального и ионизованного гелия; также запрещённые линии дважды ионизованного кислорода и др.
          Ионизация газа происходит под влиянием а) излучения близлежащих звёзд, в т.ч. тех, что породили эту туманность или, наоборот, были порождёны ею; б) ударных волн, которые в межзвёздной среде возникают в результате взрывов звёзд – новых или сверхновых; также при сильном звёздном ветре от других причин.
          Размеры, массы, температуры находятся в широких диапазонах.
          примеры
          Излучают облака H II, сброшенные оболочки звёзд (ОКГ, ОСН); выбросы из (молодых) звёзд, в т.ч. объекты Хербига-Аро и пр.
          Туманность γ Лебедя (IC 1318, облако Садра, Бабочка). Эмиссионная, отражательная, тёмная. Полосы светящегося газа, отражающей пыли, темной пыли. Диаметр 50-100 св.л. Содержит туманность Полумесяц; темные туманности, в т.ч. в центре, в т.ч. Барнард 344 – тёмное облако из холодной пыли и молекулярного газа. От Земли 2-5 тыс. св.л. От Земли до γ Лебедя 1,8 тыс. св.л.
         

Облако Садра, излучение Hα (ионизированный водород); справа от центра звезда γ Лебедя (Садр).

ООблако Садра в "палитре Хаббла" (излучение Hα (ионизированный водород) – зелёный цвет; O III (дважды ионизированный кислород) – голубой; S II (ионизированная сера) – красный).

          Туманность Полумесяц (NGC 6888). В созвездии Лебедя. Эмиссионная. Размеры 25*17 св.л. Вероятно, образована звездным ветром от звезды Вольфа-Райе WR 136 (HD 192163) при его действии на сброшенную оболочку. От Земли 4,7 тыс. св.л.
         

Туманность Полумесяц. В фильтрах Hα (красный цвет) и O III (синий).

          Туманность Gum12. В созвездиях Паруса и Корма, занимает 36°. Эмиссионная, область H II. Диаметр 300 св.л. Включает остаток сверхновой Паруса возрастом 11 тыс. лет, пульсар Паруса; >30 кометных глобул. Плотные ядра облаков подвержены такому сильному излучению от звезд типа O γ Паруса, ζ Кормы, что эти ядра испаряются и принимают форму кометы. Возможно, это сильно расширившийся остаток сверхновой Паруса, взорвавшейся 1/3 млн. лет назад. От Земли 0,5-1,5 тыс. св.л. Из-за своей близости слабо видна с Земли.
         

Туманность Gum12.

Туманность Gum12 в фильтрах видимого света R, G, B, и фильтре Hα.

          Туманность Gum29 (RCW 49, NGC 4237, Вращающийся Дервиш). Созвездие Киля, Центавра. Эмиссионная, область H II. Переизлучает УФ излучение молодых горячих звёзд. Диаметр 300-400 св.л. Область активного звездообразования; содержит рассеянное звёздное скопление Вестерлунд 2, >3000 звёзд,, >10 горячих молодых звёзд типа O, 2 звезды Вольфа-Райе, >200 образованных недавно звёзд с пылевыми дисками; возраст 1-2 млн. лет. От Земли 13,7/ 25 тыс. св.л.
         

Туманность Gum29 и звёздное скопление Вестерлунд 2. Центральная область, в которой находится звездное скопление, объединяет изображение в видимом и ближнем ИК диапазоне; красные точки там – звёзды с пылевыми дисками. Окружающая область (туманность) изображена в видимом свете; красный цвет там – ионизированный водород; голубовато-зеленый – в основном, кислород. (Снимок "Хаббл")

Туманность Gum29 и звёздное скопление Вестерлунд 2. Красные точки – новообразованные звёзды с пылевыми дисками, в ИК. ("Хаббл").

         

Туманность Gum29 и звёздное скопление Вестерлунд 2. Голубой цвет – кислород. (Снимок "Хаббл").

Туманность Gum29 и звёздное скопление Вестерлунд 2. Красно-коричневый цвет – более плотный газ и пыль. (Снимок "Хаббл").

         

Туманность Gum29 и звёздное скопление Вестерлунд 2. В фильтрах видимого света R, G, B, также фильтрах Hα, O III.

         

Туманность Gum29 в ИК. Снимки на 4-х длинах волн: 3,6 мкм (синий), 4,5 мкм (зеленый), 5,8 мкм (оранжевый) и 8 мкм (красный). Газовые облака (ионизированный водород) – зелёный цвет; пылевые облака - розовый. (Изображение получено телескопом Spitzer).

Туманность Gum29 (изображение получено телескопом "Макс Планк", в фильтрах B, V, R, H-alpha).

          Отражательные туманности
          Межзвёздные облака, подсвечиваемые звездами.
          Основной источник их видимого излучения – свет звезд, рассеиваемый- отражаемый пылью туманности. Звёзды поблизости от них не так горячи, чтобы ионизовать в них много водорода, т.о. туманности не становятся эмиссионными.
          Отражательные туманности, как и эмиссионные, часто имеются в местах образования звёзд.
          Спектр (и цвет) отражательной туманности такой же, как и у подсвечивающей её звезды. Они часто имеют синий оттенок, т.к. голубой цвет сильнее рассеивается, чем красный.
          Среди частиц, рассеивающих свет, есть частички углерода, также железа и никеля. Последние две взаимодействуют с (галактическим) М-полем, поэтому отражённый свет слегка поляризован.
          Переменная отражательная туманность – подсвеченная переменной звездой и изменяющая яркость вслед за ней. Все переменные туманности довольно слабы.
          примеры
          Туманность IC 2631. Находится в созвездии Хамелеон; входит в комплекс Хамелеон, крупную область газо-пылевых облаков. Отражательная. Освещена молодой и яркой звездой HD 97300. В комплексе Хамелеон много новорожденных и формирующихся звезд. HD 97300 – звезда типа Тау Тельца (самая первая наблюдаемая стадия эволюции звезды малой массы). От Земли 0,5 тыс. св.л.
          Туманность vdB 1. Находится в созвездии Кассиопеи. Диаметр <5 св.л. Отражательная. От Земли 1,6 тыс. св.л.
         

Отражательная туманность IC 2631. Отражательная туманность vdB 1.

          Туманность IC 2118 (Голова Ведьмы). Находится в созвездии Эридана/ Ориона. Занимает на небе 5°. Отражательная. Отражает свет Ригеля/ Трапеции Ориона. В ней происходит образование звезд. Содержит >15 протозвёзд, возрастом ~3 млн. лет. Расстояние от Земли 680/ 1300 св.л.
         

Туманность IC 2118 в ИК диапазоне. (4,5 мк – голубой, 8,0 мк - зелёный, 24 мк- красный). Зелёный – есть атомы углерода; красный – вокруг новообразованных звёзд. (Снимок телескопа Spitzer).

Туманность IC 2118.

          Тёмные туманности
          Тёмное – не излучающее и не отражающее видимый свет. Газо-пылевое облако, наблюдаемое как силуэт на фоне более далёких объектов; её слой пыли поглощает свет от этих объектов.
          99% массы тёмных туманностей составляет молекулярный водород; он, однако, напрямую не наблюдается, т.к. почти не взаимодействует со светом.
          Крупнейшие тёмные туманности имеют массу >10⁶M_S, диаметр >200 пк; это ГМО. У самых маленьких диаметр <1 пк , масса <2000M_S; таковы в т.ч. глобулы Бока. Тёмные туманности очень холодны: температура в них <100K, иногда ~10K.
          Форма тёмных туманностей неправильная; у них, кроме глобул Бока, нет чётко очерченных границ. У некоторых видна волокнистая структура: она определена влиянием М-полей.
          Глобулы Бока – небольшие тёмные молекулярные облака, с резко очерченными (в отличии от других тёмных туманностей), границами. Масса 1-100M_S; высокая плотность, 10⁴-10⁶ ч/см3; очень низкая температура, <30К, доходит до 8К. Состав: молекулярный водород, гелий, окись углерода, небольшая доля кремния; типичен для межзвёздного вещества.
          примеры
          Туманность Конская Голова (IC 434). В созвездии Ориона южнее Альнитака (ζ Ориона из Пояса Ориона); часть Облака Ориона. Диаметр 3,5 св.л. Тёмная. От Земли 1,5 тыс. св.л.
         

Туманность Конская Голова.

Туманность Конская Голова в ИК ("Хаббл").

          Туманность Угольный Мешок (Чёрное Магелланово Облако). В созвездии Южный Крест. Диаметр 60-70 св.л. Тёмная. Расстояние до Земли 600 св.л.
          Туманность Змея. В созвездии Змееносца. Диаметр k св.л. Тёмная. От Земли 650 св.л.
         

Тёмная туманность Угольный Мешок.

Тёмная туманность Змея.

         

Тёмная туманность в созвездии Орла; в ИК диапазоне.

          Большой Провал. Тёмные облака пыли. Состоят из молекулярного водорода; есть и другие молекулы, в т.ч. аминокислот. Активно излучает в ИК и радиодиапазоне. Температура 20-60К. Масса 10⁶M_S. Начинается от γ Лебедя. Выглядит как тёмная полоса, разделяющая яркую полосу Млечного Пути; существенно закрывает (до 30^о) для наблюдателя с Земли центральную область Галактики и большую часть Млечного Пути. Среди закрываемых областей – скопление молодых звёзд Лебедь OB2, крупная область звездообразования; Петля Лебедя - оболочка сверхновой. Расстояние от Земли 3,5-4 тыс. св.л.
          Молекулярное облако Тельца. Большой комплекс плотного газа и пыли в нашей Галактике . В видимом свете выглядит как темная полоса поперек звездного поля: газ и пыль блокируют свет фоновых звезд, а само облако не испускает видимого излучения. Холодная пыль (температуры k10К) испускает тепловое излучение в дальнем ИК и субмиллиметровом диапазонах волн.
          Похожие тёмные полосы наблюдаются и в других галактиках, видимых с ребра, напр. NGC891 в созвездии Андромеды, NGC 4565 в созвездии Волос Вероники.
         

Глобулы Бока в туманности λ Центавра (IC2944) (снимок "Хаббл").

          Классы туманностей по характеру водорода
         
          Области H I (атомарный, он же нейтральный водород)
          Две формы нейтрального водорода в космосе – облака и межоблачная среда.
          Облака нейтрального водорода относительно рассеянные, плотность ~1-4 ч/см³; холодные, температура ~80-150K.
          В наиболее плотных облаках водород может быть в молекулярной форме.
          Ионизация в областях H I очень мала, ~10−4 ч/см³. Области H I становятся ярче в участках, где они сталкиваются с расширяющимся ионизированным газом, напр., из областей H II.
          Холодные облака H I поглощают волны длины 21 см (1,42 ГГц); тёплые излучают на той же волне. У волн длины 21 см очень низкая вероятность перехода, т.о. нужно много газа, чтобы её заметить.
          происхождение
          Возможна конденсация облаков атомарного водорода из горячей среды.
          эволюция
          Возможно рассеяние облаков атомарного водорода; и обратно, конденсация их в облака H₂.
          примеры
          На высоких галактических широтах есть высокоскоростные облака H I, со скоростями vr до –200 км/с); вероятно, они находятся в гало Галактики. Возможно, это межгалактический водород, либо выброшенный из ядра Галактики и падающий на плоскость Галактики.
          Нити H I, выходящие из плоскости Галактики, перпендикулярно ей, т.н. черви (1984 г. Heiles). Предположительно, части больших H I облаков, выдутых звёздным ветром. Есть 118 кандидатов в галактические черви. Вдали от звёзд их нечему ионизировать.
          Галактический червь 123.4-1.5 (GW 123.4-1.5) – область H I, масса 10⁵M_S; длина k100 пк.
         
          Области H₂ (молекулярный водород)
          = молекулярные облака. Туманности (т.е. межзвёздные газо-пылевые облака), в котором есть в значительном количестве/ доминируют молекулы водорода H₂.
          Облака молекулярного водорода среди других наиболее плотные и холодные.
          Их структура представляет собой переплетение нитей, листов, пузырей, глыб.
          Самые плотные части – молекулярные ядра, ядра плотности >10⁴-10⁶ ч/см³ – плотные ядра.
          Молекулярные ядра связываются с CO (угарным газом), плотные ядра – с NH3 (аммиаком).
          Концентрация пыли в пределах ядер достаточна, чтобы поглощать свет звёзд, и они выглядят как тёмные части туманности.
          Гигантские молекулярные облака – имеют массы 10⁴-10⁶M_S. Могут иметь диаметры k10 пк, среднюю плотность 10²-10³ частиц/см³ (близ Солнца таковая – 1 ч/см³).
          Ядра маленьких молекулярных облаков сходны с самыми плотными частями ядер ГМО.
          происхождение
          Получаются из облаков атомов H I. Облака атомарного водорода (атомы еще не связаны друг с другом), до преобразования в молекулярные, должны "остыть", т.к. для образования молекул эти атомы должны находиться так близко, чтобы их связали ЭМ силы, иначе они будут пролетать мимо друг друга, что и происходит в горячем газе. / Молекулы H₂ образуются в межзвёздном облаке при достаточной его плотности и размерам. Если плотность газа достаточно высока, а температура – достаточно низка, то атомы водорода формируют молекулы (H₂).
          Глобулы в светлых туманностях образовались, вероятно, вследствие флуктуаций плотности в облаках, сильного сжатия под давлением окружающего горячего газа.
          эволюция
          Являются областями звездообразования.
          Значительный размер и масса молекулярного облака ведут к гравитационной неустойчивости. Образуются области повышенной плотности; в них сближение вещества ускоряется. Этот процесс может привести к образованию новой звезды.
          Молекулярные облака, в т.ч. плотные тёмные туманности, в т.ч. достаточно большие глобулы, могут быть областями образования звёзд; эти звёзды можно заметить в радио- и ИК диапазонах, которые меньше поглощаются пылью. Средние глобулы порождают кратные звёздные системы.
          Туманность IC 2944. (туманность λ Центавра) содержит множество глобул Бока, что обычно является признаком места активного звёздообразования, однако свидетельств данного процесса ни у одной из глобул пока не обнаружено.
          Если в тёмной туманности, в т.ч. глобуле, образовалась массивная звезда, то она может ионизировать вещество, находящееся в туманности, и тёмная туманность станет светящейся.
          Глобулы со временем, возможно, рассеются под действием температуры, давления, излучения.
          примеры
          МО/ ГМО сейчас найдено ~ 4000. Изучение излучений на радиочастотах обнаружило k10 ГМО диаметром 100-300 пк. Они излучают и в Р диапазоне.
          ГМО могут занимать значительную часть созвездия; на них ссылаются с упоминанием этого созвездия, напр., Облако Ориона, Облако Тельца.
          Самый массивный набор молекулярных облаков в Галактике – комплекс Стрелец B2; он образует кольцо R=120 пк вокруг центра Галактики. Их регион богат химическими элементами.
          Туманность Ориона (M 42, NGC 1976). В созвездии Ориона. Похожа на клочья ткани возле трех звезд пояса Ориона. Молекулярное и H II облако. Эмиссионная и отражательная. Часть туманности светится, главным образом, за счет отражения света ярких звезд Ориона. Содержит области активного звёздообразования. В ней выделяют:
          1). Туманность M78, отражательная. Диаметр 3-5 св.л. Звёзды в туманности, не дают столько УФ излучения, чтобы ионизовать газ, поэтому наблюдается лишь рассеянный на пылинках свет звёзд; его спектр непрерывен. В M78 есть две звезды B-типа, HD 38563 A и HD 38563 B; облако пыли M78, видимо, отражает их свет.
          В М78 выделяют её части – туманности NGC 2071, NGC 2064, NGC 2067.
          В М78 молекулярный газ образовал группу сгустков, с ядрами массы 0,3-5М_S. В них есть ~45 переменных звезд типа Т Тельца, (молодые звезды, находящиеся в процессе формирования).
          В М78 есть скопление звезд, видимое в ИК диапазоне; также 17 объектов Хербига-Аро.
          2). Петля Барнарда, эмиссионная и отражательная туманность. Её свечение поддерживается излучением группы молодых горячих звёзд, расположенных вблизи. В петле Барнарда находится пояс Ориона, три яркие звезды – Alnitak, Alnilam, Mintaka.
          3). Туманность Конская Голова; тёмное пылевое облако.
          4). Скопление звёзд, ~2000; диаметр 20 св.л.; >1/2 звёзд этого скопления – молодые, и имеют протопланетный диск. Включает Трапецию Ориона; k низкомассивных коричневых карликов.
          4'). Трапеция Ориона – компактное рассеянное звёздное скопление, в центре Облака Ориона. Окружено облаком H II. Трапеция Ориона – молодое скопление, родившееся в Облаке Ориона. Его 5 крупнейших звёзд имеют массу ~15-30M_S. Они расположены в сфере диаметром 1,5 св.л. и дают основной вклад в освещение окружающей их туманности.
          5). Источник Орион I. Молодая звезда, выброшенная из родительского газо-пылевого облака 550 лет назад со скоростью10 км/сек. Имеет протопланетный диск на расстоянии 30-60 а.е. от звезды; в нём обнаружена поваренная соль (NaCl), хлорид калия (KCl), изотопы 37Cl, 41K.
          6). Молодая звезда JW 566, типа T Тельца. У неё произошла вспышка, которая по выделению энергии в 10¹⁰ раз превышает самые мощные из вспышек Солнца (26 ноября 2016 г., ИФ телескоп "Максвелл", замечена на субмиллиметровых длинах волн).
          7). 2-3 млн. лет назад произошла серия вспышек сверхновых, которые привели к образованию туманности Петля Барнарда, к выбросу звёзд AE Возничего, 53 Овна, μ Голубя.
          Находится в нашей Галактике; на расстоянии 1,6 тыс. св.л. от Солнца.
         

Облако Ориона. Красный свет даёт излучение ионизированного водорода, под действием излучения от ближайшей яркой звезды (ζ Ориона).

         

Вид облака Ориона в рентгеновском диапазоне ("Чандра") (горячие молодые звёзды).

Вид облака Ориона в радиодиапазоне (VLA, "Сверхбольшая Антенная решётка").

         

Петля Барнарда.

         

Отражательная туманность M78 (NGC 2068) в облаке Ориона. Голубой цвет туманности обусловлен 1) голубым цветом ярких звёзд, её подсвечивающих, 2) короткие волны рассеиваются лучше длинных.

         

Область Трапеции Ориона в видимом свете; пыль и газ.

Область Трапеции Ориона в ИК диапазоне; видны звёзды внутри туманности.

          Области H II (ионизированный водород, горячая плазма, смесь протонов и электронов)
          Самый распространенный и самый яркий тип туманностей.
          физические характеристики
          Сильно различаются по плотности, размерам, яркости и массам.
          Массы 10²-10⁵M_S.
          Радиусы <1-k100 св.л.; зависит от интенсивности излучения источника ионизирующих фотонов и плотности области; радиус обычно является радиусом Стремгрена.
          Плотность k-k10⁶ ч/см³ (плотность воздуха у поверхности Земли 2,5*10¹⁹ ч/см³).
          Температуры 10⁴-10⁵K. У планетарных немного выше. чем у диффузных.
          В диффузных облаках НII часто видны тёмные области – глобулы, и светлые ободки вокруг них – римы. За глобулами нередко тянутся области пониженной яркости, т.н. слоновые хоботы, также окаймленные римами.
          В большей части объёма области Н II водород ионизован на >99,9%. Атомы других элементов также обычно ионизованы; гелий иногда остаётся нейтральным.
          Ионизированный газ может обладать М-полями силой k нанотесла. М-поля образуются из-за перемещения электрических зарядов в плазме, т.о. в областях H II имеются и Э-токи.
          Существуют зоны C II, в которых углерод почти полностью ионизован светом центральных звезд. Зоны С II обычно расположены вокруг зон H II в областях нейтрального водорода H I.
          излучение
          Излучают, в т.ч. в видимом спектре; т.о. это эмиссионные туманности.
          Излучают гл. обр. в линиях водорода, в т.ч. имеют яркие линии Hα, и в запрещённых линиях других элементов. У диффузных областей большинство сильных линий спектра сосредоточено в видимой и ИК части спектра.
          Слабый непрерывный спектр теплового излучения, от УФ до радиодиапазона; max в УФ.
          В ИК-диапазоне преобладает излучение пыли, а в радиодиапазоне – непрерывное излучение газа на фоне которого видны рекомбинационные радиолинии водорода, гелия и углерода
          Нагреваются УФ излучением звёзд; находящиеся в них атомы H активно поглощают фотоны с длиной воны <912 А.
          Области Н II прозрачны для линий всех спектральных серий кроме Лаймана и самых длинных радиолиний, поэтому фотоны свободно проходят через такие туманности.
          У ионизированных водородных облаков красное свечение.
          распределение
          Области Н II есть только в спиральных и неправильных галактиках. В спиральных галактиках они п.в. находятся в спиральных рукавах. Большая спиральная галактика может включать тысячи H II. Области Н II отсутствуют в эллиптических галактиках.
          Межгалактических областей ионизированного водорода также очень мало.
          происхождение
          Предшественники H II – гигантские межзвёздные молекулярные облака; очень холодные (10-20K) и плотные, состоящие, в основном, из молекулярного водорода. Такие объекты могут долго находиться в стабильном состоянии, но ударные волны от взрыва сверхновых, "столкновения" облаков и магнитные воздействия могут запустить процесс сжатия части облака. В свою очередь, это даёт начало процессу образования звёзд в облаке.
          Обычно образуются вокруг рождающихся звёзд класса В1 и более горячих; возникают, когда горячая звезда высокой светимости находится в плотном газовом облаке. Часто возникают вокруг группы звёзд, образуя гигантские области Н II.
          3везды рождаются в плотных газопылевых комплексах и вначале окружены падающим на рождающуюся звезду (протозвезду) сравнительно плотным газом, окружённым пылевым слоем. Когда протозвезда разогревается до температуры, при которой она своим излучением может ионизовать водород, образуется компактная область H II; запыленнная; излучает в ИК-диапазоне.
          Постепенно пылинки разрушаются светом звезды; пыль и увлекаемый ею газ разбрасываются давлением излучения. Размеры области Н II увеличиваются. Если звёзда рождается вблизи края плотного молекулярного облака, то граница образовавшейся области Н II постепенно доходит до его края и начинает уходить в более разреженную среду за границей облака.
          эволюция
          Горячие массивные звёзды имеют короткое время жизни. После того как они перестают светить, на некоторое связанная с ней Н II ещё продолжает светить. Потом облако охлаждается, перестаёт светить, его газ рекомбинирует и изменяет свой состав.
          Время жизни крупных облаков Н II <10⁶ лет. меньшие облака существуют несколько дольше.
          Дальнейшее развитие области можно разделить на две фазы: 1) формирование; 2) расширение.
          В конце концов, взрывы сверхновых и звёздный ветер от самых массивных звёзд в возникшем звёздном скоплении, рассеивают газы области, и она превращается в группу наподобие Плеяд. /
          Формирование большого звёздного скопления внутри зоны H II приводит к "опустошению" её изнутри. Такое явление, наблюдается, напр., в NGC 604, гигантской области H II в М33.
          <10% газа туманности успеют породить звёзды, пока остальной газ не "выветрится".
          Срок их жизни <k млн. лет.
          примеры
          Туманность Тарантул (NGC 2070). Из Большого Магелланова Облака. Диаметр >1000 св.л. Эмиссионная H II. В ней есть звёздные скопления, светящиеся газовые облака, остатки взрывов сверхновых. Звёзды туманности являются мощными источниками излучения, которое выдувает из межзвёздного газа и пыли гигантские пузыри. Некоторые из звёзд взорвались сверхновыми; в результате чего пузыри подсвечены Р излучением. В центре туманности скопление звёзд R136, с >100000 молодых звёзд, гигантов и сверхгигантов; возраст 2 млн. лет; масса 4,5*10⁵M_S. В центре скопления R136 много звёзд класса О на раннем этапе развития; 12 очень ярких звёзд в ядре; их массы 37-76M_S; масса четырёх из них >300M_S; в сумме они дают 1/2 мощности излучения и силы звёздного ветра скопления; одна из них, R136a1, имеет массу 196/ 315M_S; светимость 8,7*10⁶M_S. Лежит на стыке трёх газопылевых пузырей, возможно, материала для рождения звёзд и планетных систем. Также в скоплении есть несколько звёзд класса Вольфа-Райе. Скопление R136 излучает большую часть энергии, делающую туманность Тарантул видимой. На её краю относительно молодые шаровые звёздные скопления; группы молодых звёзд. От Земли 190 тыс. св.л.
         

Туманность Тарантул (снимок телескопа "Джеймс Уэбб").

Туманность Тарантул в среднем ИК диапазоне (снимок телескопа "Джеймс Уэбб" ).

         

Туманность Тарантул (снимок телескопа VLT).

Туманность Тарантул и компактное звёздное скопление R136 в нём (снимок телескопа "Хаббл").

          Петля Барнарда в Облаке Ориона. Её свечение поддерживается излучением группы молодых горячих звёзд, расположенных поблизости. В петле Барнарда находится пояс Ориона, три яркие звезды - Alnitak, Alnilam, Mintaka. Ближайшая к нам область H II. В Облаке есть и другие H II.
          Туманность NGC 604. Из галактики Треугольника. Гигантская область H II, диаметр до 1300 св.л., гораздо больше видимой части Туманности Ориона; одна из самых обширных областей H II в МГГ. Газ ионизируется массивными звёздами в центре, как и во всех эмиссионных туманностях,.
         

Петля Барнарда.

Туманность NGC 604 в галактике Треугольник (снимок "Хаббл").

          Туманность Орёл (NGC 6611). В созвездии Змеи; в рукаве Стрельца Млечного Пути. Размеры 70×55 св.л. Диффузная область НII. Содержит несколько активных области звездообразования из газа и пыли , включая т.н. Столпы Творения. Окружает звёздное скопление М16 из ~8100 звезд, сосредоточенных, в основном, в бреши в молекулярном облаке к северо-западу от Столпов. Самая яркая звезда (HD 168076) имеет массу ~80M_S, светимость 10⁶L_S. Возраст скопления 1-2 млн. лет. От Земли 5,5-7 тыс. св.л.
         

Туманность Орёл (NGC 6611). "Столпы Творения".

          Туманность Розетка (NGC 2237). Расположена в нашей Галактике, близ одного из ГМО. Гигантская, диаметр 130 св.л. Масса 10⁴M_S. Область H II. В центре молодые горячие яркие голубые звезды (рассеянное скопление NGC 2244); их возраст <k10⁶ лет. Они разогревают окружающий газ до температуры порядка 6*10⁶К, заставляя его излучать в Р лучах; это излучение ионизирует окружающие водородные облака; создает красное свечение туманности; их ветры и излучение выдувают вещество из центра туманности; также придают туманности симметричную форму. В туманности есть тёмные пылевые волокна, также быстро движущиеся молекулярные сгустки неясного происхождения. От Земли 5,2 тыс. св.л.
         

Туманность Розетка в палитре "Хаббл" (излучение Hα (ионизированный водород) – зелёный цвет; O III (дважды ионизированный кислород) – голубой; S II (ионизированная сера) – красный).

Туманность Розетка. Излучение Hα (снимок  IPHAS).

          Туманность Киля (NGC 3372). В созвездии Киль. Размер 70 св.л.; в 4 раза больше Облака Ориона. Область H II. Цвет красный. Освещающая звезда – Эта Киля (HD 93308). В ней выделяют туманность Гомункулус (NGC 3324); туманность Замочная Скважина; несколько рассеянных звёздных скоплений; две большие ОВ-ассоциации. Ассоциация Киль ОВ1 размером 70 с.л. - самая массивная ассоциация в Галактике, содержит два звёздных скопления Trumpler 14 и Trumpler 16. Скопление Trumpler 14 – молодое, образовалось 500 тыс. лет назад. В него входит система из двух сверхгигантов HD 93129 – одна из наиболее ярких звёзд нашей Галактики, светимость 2,5*10⁶L_S; несколько крупных молодых звёзд класса О. Скопление Trumpler 16 содержит звезду Вольфа-Райе WR 25, самую яркую звезду Галактики, светимость 6,3*10⁶L_S; также Эту Киля светимостью 5*10⁶L_S. От Земли 6,5-10 тыс. св.л.
          Туманность Лагуна (NGC 6523). Размеры 110*50 св.л. Эмиссионная и отражательная. Облако H II. Её подсвечивает горячая звезда типа O, которая излучает УФ свет, нагревая и ионизируя газы туманности. Содержит рассеянное звёздное скопление (NGC 6530); глобулы; в центре туманность ОКГ Песочные часы; в ней обнаружены 4 объекта Хербига-Аро. Расстояние от Земли 4,1 тыс. св.л.
         

Туманность Лагуна. Красный цвет – свечение H II; темные пятна - пыль. (Снимок телескопа VLT).

Туманность Лагуна, центральная часть; в ИК диапазоне (снимок телескопа VISTA).

         

Туманность Лагуна, совместное изображение "Чандры" (Р диапазон, розовый цвет) и телескопа обсерватории Маунт-Леммон в Аризоне (оптический диапазон, синий и белый цвета)).

          Cброшенные оболочки звёзд
         
          Оболочки красных гигантов (ОКГ, "планетарные")
          Оболочка (внешние слои), сброшенная с красного гиганта или сверхгиганта (звезды массы 0,8-8M_S) на поздней стадии эволюции.
          Получили название планетарных туманностей, т.к. первые наблюдаемые туманности такого типа имели внешнее сходство с видами в телескоп планет; позже открыты самые разные формы.
          морфология
          Разнообразие видимых форм ОКГ. На их формирование оказывают влияние звёздный ветер; магнитные поля, т.к. большая часть газа ОКГ ионизирована; гравитационные взаимодействия; в т.ч. от возможных планет. Также на видимые формы влияние проекции их структуры на небесную сферу под разными углами.
          Округлые формы с чёткими краями имеют ~20% из всех ОКГ.
          физические и химические свойства
          Диаметры <k св.л., в среднем 1 св.г. Массы ~0,1-0,3M_S.
          Излучение центральной звезды нагревает газ до температур ~10000К. Температура нередко повышается с увеличением расстояния от центральной звезды; т.к. чем большую энергию имеет фотон, тем менее вероятно, что он будет поглощён. Поэтому во внутренних областях туманности поглощаются фотоны малой энергии, а оставшиеся, обладающие высокой энергией, поглощаются во внешних областях, вызывая рост их температуры (?).
          Составляющий газ сильно разрежен; плотность 1000 частиц/ см³, что куда меньше плотности атмосферы Земли, но в 10-100 раз больше плотности МЗС на расстоянии орбиты Земли от Солнца. Молодые ОКГ имеют наибольшую плотность, иногда достигающую 10⁶ ч/см³. По мере старения туманностей их расширение приводит к уменьшению плотности.
          Ионизированный газ; излучением от оставшегося горячего ядра звезды, белого карлика.
          Водород, азот, двукратно ионизованный кислород O III, C IV, O V, O VI; есть тяжёлые элементы, результаты ТЯ синтеза.
          По составу туманности ОКГ и звёзды АВГ очень сходны.
          Расширяются в окружающее пространство под действием внутреннего давления горячего газа, со скоростями 20-40 км/с.
          Внутри ОКГ находятся белые карлики, они же ядра красных гигантов
          излучение
          Эмиссионный спектр; отличен от спектров излучения галактических диффузных туманностей большой степенью возбуждения атомов.
          Самая яркая линия имеет длину волны 500,7 нм; отвечает переходу дважды ионизированного атома кислорода в основное состояние.
          протоОКГ (протопланетарная туманность).
          недолго существует между моментом, когда среднемассивная звезда (1-8M_S) покинула АВГ, и образованием ОКГ. Светит в основном в ИКдиапазоне; является отражательной.
          Во время нахождения на АВГ звезда черпает энергию из горения водорода в тонкой оболочке, в которую заключена когда-то активная гелиевая оболочка. Сама звезда смещается в голубую сторону на диаграмме Г-Р. Когда водородная оболочка потеряет ~10⁻³M_S, она начинает разрушаться, и дальнейшая потеря массы уже не столь велика. В это время температура звезды ~5000 K, и это конец фазы нахождения на АВГ. В этой фазе температура звезды продолжает увеличиваться, как результат потери массы в процессе водородного горения оболочки. Но всё-таки звезда ещё слишком холодная, чтобы ионизовать медленно движущуюся околозвёздную оболочку, сброшенную на предыдущей фазе АВГ. Но она начинает испускать звёздный ветер, который влияет на форму оболочки. В этой фазе и формируются основная форма и особенности ОКГ, которая возникнет позже. Напр., если выброшенный звездой газ имеет выраженную биполярную природу, форма туманности может быть похожа на объект Хербига-Аро. Но такие формы характерны в основном для "молодых" протопланетарных туманностей.
          Когда центральная звезда разогревается до 30000 K (излучаемая энергия смещается в УФ диапазон) то она может ионизовать околозвёздную туманность, которая становится эмиссионной ОКГ; существование протоОКГ туманности подходит к концу. Если ОКГ достаточно заметна, то весь этот процесс занимает <10000 лет (иначе плотность околозвёздной туманности будет <100 ч/см³ и планетарная туманность будет очень слабо выражена).
          Выброшенный газ формирует расширяющуюся оболочку вокруг обнажившегося ядра звезды. По мере того, как всё большая часть атмосферы отделяется от звезды, проявляются всё более и более глубокие слои с более высокими температурами. При достижении фотосферой звезды температуры 30000К энергия испускаемых УФ фотонов становится достаточной для ионизации атомов в выброшенном веществе, что заставляет его светиться. Таким образом, облако становится светящейся ОКГ.
          происхождение
          Звёзды средней и малой массы в конце эволюции, приходя к завершению стадии красного гиганта, сбрасывают оболочку, дающую ОКГ, а сами превращаются в белых карликов.
          / С течением времени водород в центральных областях звезды ГП полностью выгорает. Тогда центральные области начинают сжиматься. Область, в которой водород еще горит, начинает продвигаться наружу. Возникает конвекция.Когда масса гелиевого ядра составит 10-13% массы звезды, центральные области начинают быстро сжиматься, а оболочка звезды расширяется - звезда становится красным гигантом. Ядро, сжимаясь, разогревается. В конце концов, в нем начинается горение гелия. Через некоторый период времени истощаются и запасы гелия. Ядро, состоящее из углерода и кислорода, быстро сжимается, а оболочка расширяется до гигантских размеров. Такая звезда называется звездой АВГ. На этой стадии звезды имеют два слоевых источника горения - водородный и гелиевый и начинают пульсировать. У звезд с массами >8-10M_S, углерод в ядре, в конце концов, загорается. Звезды становятся сверхгигантами и продолжают эволюционировать, пока не образуется ядро из элементов "железного пика" (никель, марганец, железо). Это ядро, вероятно, коллапсирует и образует нейтронную звезду, а оболочка сбрасывается в виде вспышки сверхновой. У звёзд с массами <8M_S выгорающий гелий вскоре создаёт инертное ядро, состоящее из углерода и кислорода, окружённое оболочкой из горящего гелия. ТЯ реакции с участием гелия очень чувствительны к температуре. Скорость протекания реакции пропорциональна T⁴⁰ т.о. увеличение температуры на 2% ведёт к удвоению скорости протекания реакции. Это делает звезду очень нестабильной: малый прирост температуры вызывает быстрое увеличение скорости хода реакций, повышая выделение энергии, что, в свою очередь, заставляет увеличиваться температуру. Верхние слои горящего гелия начинают быстро расширяться, температура понижается, реакция замедляется. Всё это может быть причиной мощных пульсаций, иногда достаточно сильных, чтобы выбросить значительную часть атмосферы звезды в космическое пространство.Т.о. ОКГ туманности образуются из звезд с массами <8-10 M_S.
          эволюция
          Вещество ОКГ туманности разлетается от звезды со скоростью k10 км/сек. По мере истечения вещества звезда остывает, ТЯ реакции прекращаются, т.к. звезда теперь не обладает достаточной массой для поддержания температуры, требуемой для синтеза углерода и кислорода. В конце концов, звезда остынет настолько, что перестанет излучать достаточно УФ для ионизации ОКГ Звезда становится белым карликом, а газовое облако рекомбинирует, становясь невидимым.
          / По мере расширения оболочка становится разреженней, ее свечение ослабевает, и в конце концов она становится невидимой.
          Для типичной ОКГ время от образования до рекомбинации составляет 10 000 лет. / Срок жизни <k10000 лет. (Звезда-предок живёт миллиарды лет).
          В результате сброса оболочек ОКГ, как и взрывов сверхновых, в космосе распространяются тяжёлые элементы; вещество ОКГ имеет высокое содержание углерода, азота, кислорода.
          Последующие поколения звёзд, формирующиеся из МЗС, будут содержать большее начальное количество тяжёлых элементов, что меняет их жизненный цикл.
          примеры
          В Галактике известно ~1500 ОКГ. Все они лежат, в основном, в плоскости диска, и большей частью находятся вблизи центра галактики; практически не наблюдаются в звёздных скоплениях.
          Туманность Улитка (NGC 7293). ОКГ. В созвездии Водолей. Размеры 2,5 св.л. Расширяется со скоростью 31 км/сек. Возраст 10 600 лет. От Земли 650-700 св.л.
         

Туманность Улитка. Фильтры: 502 (O III), 658 (Ha), 6009 (H альфа), kc6014 (O III). (Снимок "Хаббл").

Она же в ИК диапазоне (снимок телескопа Spitzer).

          Туманность Кошачий Глаз (NGC 6543). ОКГ. В созвездии Дракона. Множество сплетений, выбросов и ярких дугообразных элементов. Диаметр 0,4 св.л. В центре туманности Кошачий Глаз была яркая и горячая звезда, ~1000 лет назад она потеряла внешнюю оболочку. Ядро туманности имеет плотность ~5000 ч/см³, температуру ~8000К. Гало имеет температуру 15000К, плотность значительно ниже. Центральная звезда имеет класс O с температурой 80000К; в ~10 000 раз ярче Солнца, но её радиус составляет 0,65R_S. Эта звезда теряет массу, излучая интенсивный солнечный ветер, со скоростью 3,2*10⁻⁷M_S, или 20 трлн. тонн/сек. Скорость ветра достигает 1900 км/с. Есть очень горячий газ, с температурой 1,7×10⁶K; видимо, он образовался в результате взаимодействия мощного звездного ветра с материалом, который исторгнутым ранее. Есть компактный источника Р излучения,до 0,5-1,0 кэВ, в районе центральной звезды ("Чандра"). От Земли 3±0,9 тыс. св.
         

Туманность Кошачий Глаз. В центре звезда- белый карлик. (Снимок телескопа "Хаббл", 1994 г.).

Туманность Кошачий Глаз; красный – Hα (656,3 нм); синий – нейтральный кислород (630 нм); зелёный – ионизированный азот (658,4 нм).

Туманность Кошачий Глаз в Р диапазоне (снимок телескопа "Чандра").

          Туманность Песочные часы. ОКГ. В ней есть 4 объекта Хербига-Аро. От Земли 8000 св.л.
          Туманность NGC 3132. ОКГ. Диаметр ~1 св.г. В центре двойная звезда. От Земли ~ 2000 св.л.
         

Туманность Песочные часы. Азот – красный цвет, водород – зеленый, кислород – синий (снимок телескопа "Хаббл").

Туманность NGC 3132 (снимок телескопа "Джеймс Уэбб").

          Туманность Красный прямоугольник. Протопланетная (протоОКГ). В созвездии Единорога. Массивная, очень плотная. Масса ~1,2 M_S, плотность ~2,5×10¹² ч/см³ (отношение масс пыль/газ ~ 0,01). Двойная звезда. Её яркий компонент – звезда массы ~0,57M_S, светимости ~6000L_S, температуры ~7750K. Невидимый компаньон – гелиевый белый карлик массы ~0,35 M_S, светимости 100L_S, температуры ~60000K. Столь большая для белого карлика светимость, вероятно, вызвана вспышками ТЯ водорода, полученного в результате аккреции вещества со звезды. Горячий белый карлик ионизирует разреженное вещество оболочки, формируя небольшую область H II, наблюдаемую в радиодиапазоне. Вероятно, вначале существовали две звезды с массами 2,3 и 1,9M_S, на расстоянии ~130R_S. Туманность была образована выбросом общей оболочки звёзд из полости Роша после её переполнения потоком вещества с нынешней звезды. Центральная пара звёзд окружена плотным пылевым тором. Т.к. тор виден нам с ребра, границы конусов образуют вид X.
          Есть спектральные линии полициклических ароматических углеводородов антрацена и пирена - потенциально важных для формирования жизни органических молекул. До недавнего времени считалось, что УФ излучение быстро разрушает эти углеводороды. Углерод и водород выдуваются звёздным ветром, образуя туманность: в ней газ охлаждается, атомы сталкиваются, образуя всё бо́льшие и бо́льшие молекулы.
          Выброс пылевой оболочки начался 14000 лет назад. В течение следующих k1000 лет звезда будет становиться всё меньше и горяче́е, испуская поток УФ излучения в окружающей туманности.
          Через k1000 лет Красная прямоугольная туманность раздуется в ОКГ.
          От Земли 2300 св.л.
         

Туманность Красный прямоугольник.

          Оболочки сверхновых (ОСН)
          Остатки вспышек сверхновых.
          физические и химические характеристики
          Масса выбрасываемой при вспышке оболочки 0,2-2M_S.
          Начальная скорость выброса 3000-10000 км/сек; соответствуют энергии 10⁵⁰-10⁵¹ эрг.
          Обогащены кислородом; большая часть кислорода во Вселенной синтезируется в массивных звездах. Много пыли.
          Горячий газо-пылевой пузырь.
          У старых ОСН есть яркие волокна; это области свечения сжатого газа за фронтом ударной волны, распространяющейся по небольшим, плотностью 5-10 частиц/см³, облакам МЗС. Волокна в старых ОСН погружены в диффузный газ.
          Температура в области ярких волокон 10000-50000К; плотность 100-1000 ч/см³.
          Состав волокон ОСН близок к обычному космическому (определено по спектру).
          Внутри ОСН находятся остатки звёзд. В ОСН Крабовидная туманность, Парус XYZ, MSH 15-52 – пульсары; в ОСН W 50 – массивная ЧД в паре с В2-звездой; в ОСН G 109.1-1.0 – нейтронная звезда со спутником малой массы. В ОСН RCW 103, ЗС 58, СТВ 80 есть точечные Р источники, вероятно, представляющие собой тепловое излучение поверхности нейтронной звезды.
          излучение
          В Р диапазоне старые ОСН излучают, с энергиями фотонов 0,1-10 кэВ. Их излучение тепловое – излучает плазма с температурой ~10⁶-10⁷ К, нагретая ударной волной, распространяющейся со скоростью 200-1000 км/с в разреженной (0,2-0,5/ см³) МЗС. Тепловую природу Р излучения подтверждает присутствием в спектрах линий высокоионизованных атомов Fe, Si, S, О и др.
          У некоторых ОСН, напр. Крабовидной туманности, ЗС 58, Р излучение является, в основном, синхротронным. У Крабовидной туманностих Р-излучения имеет и тепловой компонент , но его мощность значительно ниже. Р излучение ряда других молодых О. в. с. чисто тепловое; имеет два максимума, при T =5-8*10⁶К и 5*10⁷К. Такой спектр и двухоболочечная структура Р-изображения ОСН Тихо Браге, Кассиопея А и др. отвечают 2-м компонентам излучающей плазмы: сгребённому газу межзвёздному/ ветра предсверхновой, нагретому ударной волной, и выбросу, нагретому возвратной ударной волной.
          Радиоизлучение ОСН синхротронное. Спектр радиоизлучения старых ОСН хорошо близок к F ~ kv^-a  со средним значением a = 0,5, в широком диапазоне частот (20-10⁴ МГц).У ряда ОСН на низких частотах поток ослаблен, из-за поглощения излучения МЗ облаками. У нескольких ОСН, напр. Петли Лебедя, есть перегиб спектра в области v ~ 10³ МГц, изменение a составляет ~0,5.
          Синхротронное радиоизлучение старых ОСН усилено в области ярких волокон. Поляризация излучения составляет 3-10%. Радиоизлучение самых старых ОСН, вероятно, является излучением релятивистских частиц в межзвёздном М-поле, усиленном за фронтом ударной волны.
          классификация
          1-й тип. Сфероидальный вид; звездного остатка нет; образовались при вспышках сверхновых I типа. Напр. ОСН 1006 г., Тихо Браге (1572 г.), Кеплера (1604 г.)
          2-й тип. Имеют звёздный остаток- пульсар; он поставляет релятивистские электроны, которые дают синхротронное излучение ОСН в радио-, Р- и оптическом (у Крабовидной туманности) диапазонах; образовались при вспышках сверхновых II типа. Напр. Крабовидная туманность (1054 г.), ЗС 58 (1181 г.).
          3-й тип. Тороидальный вид; звездного остатка нет; состоят из кислорода и продуктов его ТЯ синтеза; образовались при вспышках массивных (20-25M_S) звёзд. Напр. Кассиопея А и сходные с ней G 292.О+1.8, N 132 D и G 0540-69.3 в Большом Магеллановом Облаке; IE 0102.2-7219 в Малом Магеллановом Облаке, также ОСН в NGC 4449.
          Молодые ОСН / соотносимые с ними радиоисточники делят на оболочечные и плерионы.
          Оболочечные. Радиоизлучение производят ускоряемые М-полем релятивистские частицы в слое, возникающем на границе выброшенного и нагребённого вещества. Резкая внешняя граница, низкая степень поляризации (~5%), крутой радиоспектр (a = 0,4-0,8). Напр. Кассиопея А, ОСН Тихо Браге и Кеплера.
          Плерионы. Радиоизлучение производят ускоряемые М-полем релятивистские частицы; и то и другие создаёт быстро вращающаяся нейтронная звезда. / Плерион – ОСН с пульсаром/ питаемая ветром от пульсара. Аморфная структура, более яркая в центре, плоский спектр (a = 0-0,2); более высокая поляризация (~10-20%). Напр. Крабовидная туманность. С замедлением вращения нейтронной звезды яркость плерионов падает. Вероятно, они постепенно (за 5000-10000 лет превращаются сначала в комбинированные (плерион + оболочка) радиоостатки, напр. Паруса XYZ, а затем в оболочечные ОСН.
          происхождение
          Центральная область сверхновой звезды (ядро) коллапсирует, образуя нейтронную звезду/ чёрную дыру/ полный взрыв звезды. Вызванная коллапсом ударная волна срывает внешние слои звезды – вокруг остатка звезды образуется оболочка сверхновой (ОСН).
          эволюция
          Уровень активности пульсаров со временем снижается, период вращения увеличивается, а окружающая пульсар волокнистая туманность постепенно рассеивается в пространстве.
          Эволюцию сброшенной оболочки определяет взаимодействие выброшенного при вспышке вещества с газом, межзвёздным/ сброшенным звездой ранее, в стадии красного гиганта (ОКГ).
          4 стадии эволюции; их время определяется кинетической энергией выброшенной оболочки, её массой и плотностью окружающего газа.
          1). Разлёт оболочки с постоянной скоростью v0. Когда масса выметенного газа сравнивается с массой выброшенного вещества, начинается торможение. Возникают возвратная ударная волна, движущаяся внутрь выброшенного вещества (её появление вызвано уменьшением давления в расширяющейся оболочке), и конвективный слой на границе выброшенного и сгребаемого газа.
          2). Расширение продолжается, пока радиационные потери малы по сравнению с кинетической энергией выброса.
          3). Когда, по мере торможения оболочки, становятся существенными потери энергии на излучение, образуется тонкая, плотная, холодная оболочка; её масса достигает 100-1000M_S, при температуре 1000К и концентрации частиц газа ~1000 ч/см³.
          4). Через ~10⁵ лет наступает последняя фаза эволюции: давление газа в оболочке сравнивается с давлением невозмущённого межзвёздного газа и скорость расширения приближается к скорости хаотического движения газовых облаков в Галактике, ~10 км/с.
          Существуют ~100 тыс. лет.
          В результате взрывов сверхновых, как и сброса оболочек ОКГ, в космосе распространяются тяжёлые элементы; вещество ОКГ имеет высокое содержание углерода, азота, кислорода.
          Последующие поколения звёзд, формирующиеся из МЗС, будут содержать большее начальное количество тяжёлых элементов, что меняет их жизненный цикл.
          примеры
          В Галактике обнаружено ~125 ОСН; большая их часть наблюдается только в радиодиапазоне. ~40, находящихся не далее 4-5 кпк от Солнца, отождествлены с оптическими туманностями (свет остальных поглощается газово-пылевой средой); ~50 наблюдается в Р диапазоне. Большинство галактических ОСН имеют возраст k10000 лет. 6 имеют возраст <1000 лет.
          В Магеллановых Облаках обнаружено >30 ОСН + ~10 возможных. В галактиках Андромеды (М 31) и Треугольника (М 33) обнаружено по ~20-30 ОСН.
          Туманность Кассиопеи А. Сотни быстрых волокон и стационарных уплотнений. Диаметр 2 пк. Полная масса волокон и уплотнений 0,1M_S. Основная масса ОСН ~10M_S. Волокна разлетаются из центра оболочки со скоростями 4000- 9500 км/сек; уплотнения имеют лучевые скорости в среднем 300 км/сек. Состав волокон резко отличается от обычного: почти нет H, много О, Аr, S в ~30 раз выше нормы; состав уплотнений близок к обычному, но содержание Hе повышено. Волокна были выброшены при вспышке (об этом говорят их высокие скорости и состав); уплотнения – сгустки вещества, сброшенного ранее, до вспышки, а затем сжатые и ускоренные при взаимодействии с разлетающейся оболочкой. Основная масса представляет собой горячую разреженную плазму и излучает в Р диапазоне. Кассиопея А - ярчайший радиоисточник на небе. Вспышка произошла в 1658 г. (установлено по скорости разлёта волокон и размерам туманности). От Земли 10 тыс. св.л.
          ОСН Петля Лебедя, IC 443, Парус X, Корма А. Тонковолокнистые туманности; диаметры 20-40 пк. Расширяются со скоростью 100-300 км/с.
          Крабовидная туманность. Волокна и аморфная масса внутри; имеет клочковато-волокнистую структуру, множества тонких нитей. Размеры 9*6 св.л. Расширяется со скоростью ~1200 км/сек; раньше скорость была выше. Газ ионизован; водород, примесь гелия, азота, кислорода, неона, серы; состав близок к составу ОКГ и межзвёздного газа.. Tемпература ~17000К. Концентрация электронов в волокнах до 10³ ч/см³; средняя плотность газа 5*10²¹ г/см³. Масса газа 0,05-0,1M_S. Волокна были сброшены при взрыве.
          Спектр волокон эмиссионный, линейчатый; похож на спектр обычных газовых туманностей. Излучение волокнистой оболочки составляет 20% полного излучения, остальные 80% даёт аморфная масса внутри, излучающая непрерывный спектр (без линий излучения или поглощения).
          Оптические границы К. т. совпадают с её областью радиоизлучения. В радиодиапазоне, в отличие от оптического, более яркая периферия и отдельные небольшие объекты.
          М-поле в разных частях туманности довольно регулярно; его напряжённость составляет 10^-3Э. Нити аморфной массы направлены вдоль силовых линий М-поля и представляют собой потоки релятивистских электронов, излучающих при движении по спирали вдоль силовых линий М-поля.
          Аморфная масса сильно излучает в радио-, оптическом, УФ, Р диапазонах. Все эти излучения синхротронны; генерируются релятивистскими электронами в М-полях. Их источник – пульсар, с сильным М-полем, возможно, до 10¹² Э. При такой напряжённости М-поля электроны энергии 10⁹ эВ создают (синхротронное) радиоизлучение; энергии 10¹¹-10¹² – оптическое; более высокой энергии – Р-излучение./ источник энергии электронов – кинетическая энергия вращения пульсара. Синхротронный характер свечения аморфной массы подтверждается его сильной поляризацией.
          Полная мощность (во всём интервале длин волн) излучения К. т., включая излучение пульсара (вклад которого в Р диапазоне до ~9%, гамма-диапазоне ещё выше) ~10³⁸ эрг/с. Это намного > мощности излучения Солнца.
          В центре раз в три месяца появляются светлые жгуты, перпендикулярные направлению своего движения; их скорость достигает 0,1с. По мере движения яркость жгута уменьшается; он исчезает при приближении к области max яркости. Излучение жгутов ~1/1500 излучения всей туманности в оптическом диапазоне; почти полностью поляризовано. Его источник пульсар. Появление жгутов связано с периодами повышенной активности нейтронной звезды, с выбросом большого числа релятивистских частиц и тепловой плазмы.
          Расходуя энергию вращения, пульсар постепенно увеличивает период вращения, на 3,6*10^-8 сек/ сутки, что сопровождается уменьшением кинетической энергии, на ~10³⁸-10³⁹ эрг/с.
          Электроны, дающие радиоизлучение, теряют энергию за k1000 лет; оптические – за <100 лет, рентгеновские – за <1 года, гамма-излучение – за k недель. Энергия электронов также убывает из-за расширения туманности.
          1054 г. китайские и японские астрологи отметили вспышку яркой звезды в созвездии Тельца. Вначале звезда была видна даже днём, как Венера, через 23 дня блеск её настолько уменьшился, что днём она уже не была видна; через ~год она "исчезла" с неба. Положение К.т. соответствует положению сверхновой 1054 г.; оценка по расширению, из допплеровского смещения даёт её появление ~900 лет назад. Т.о. это остаток сверхновой 1054 г.
          От Земли ~7,5 тыс. св.л.
         

Крабовидная туманность.

         

Остатки сверхновой NGC 2060  в созвездии Золотая Рыба.

Остатки сверхновой (E0102-72.3) в Малом Магеллановом облаке. Взорвалась 2 тыс. лет назад; в центре – нейтронная звезда, источник рентгеновского излучения. (Снимок "Чандры").

          Туманность SNR 0509 (SNR B0509-67.5). ОСН. В Большом Магеллановом Облаке. Диаметр 23 св.л. Расширяется со скоростью >5000 км/сек.
          Туманность SNR G327.6+14.6. ОСН. В южном созвездии Волка. Диаметр 60 св.л. Расширяется со скоростью >9000 км/сек. Остатки сверхновой 1006 г. (SN 1006). От Земли 6,8 тыс. св.л.
         

Туманность SNR 0509. Комбинация оптического изображения и фильтра H II. (снимок "Хаббл").

Туманность SNR G327.6+14.6 в рентгеновских лучах; очень горячий газ (снимок "Чандра").

          Туманность NGC 2736 (Карандаш). В созвездии Паруса. Расположена вблизи пульсара. Небольшая часть остатка сверхновой. Образовалась, предположительно, под действием ударной волны. Движется со скоростью 180 км/сек относительно Солнечной системы. От Земли 900 св.л.
         

Туманность NGC 2736 (Карандаш).

          Оболочки звёзд Вольфа-Райе
          Массивные звёзды, переходящие в звезды типа Вольфа-Райе, на некотором этапе теряют большую часть своей водородной оболочки; она может образовать вокруг звезды туманность Вольфа-Райе. Эти туманности представляют собой облака H II, т.о. они эмиссионные.
          Туманности Вольфа-Райе часто имеют кольцеобразный вид, т.о., вероятно, они сфероподобны. Другие менее правильные. Некоторые имеют выраженную спиральную структуру, напр. WR 104.
          Они расширяются; в т.ч. под влиянием звездного ветра от родительской звезды. Звезды Вольфа-Райе создают очень мощный звездный ветер. В результате туманности вокруг них имеют размеры k пк.
         

Сферообразная туманность вокруг звезды Вольфа-Райе WR 31a

Спиральная туманность вокруг звездной системы WR 104, состоящей из двух голубых гигантов. Главная звезда находится на стадии, предшествующей взрыву сверхновой. Снимок в ИК.

         

Туманность Полумесяц (NGC 6888) образовавшаяся в результате выбросов из супергиганта WR 136 (HD 192163), звезды класса Вольфа-Райе, расположенной в центре туманности. Размеры туманности 25 на 18 с.л.; находится на расстоянии 4700 с.л. от Земли.

Вид той той же туманности через фильтр Hα (ширина полосы пропускания фильтра 3 нм).

          Особые туманности
         
          Холодно-горячие
          Облака плотного холодного газа, окружающие область горячего разреженного газа; по своим свойствам близки к ОНЗ – остаткам вспышек сверхновых – но гораздо больше по размерам.
          примеры
          Туманность в созвездии Лебедя. Гигантская, диаметр 400 пк. Источник мягкого Р излучения; центр около γ Лебедя (обнаружено космическим Р-телескопом "XEAO-A", 1980 г.). Температура излучающей плазмы 2*10⁶К, по спектру Р-излучения, почти одинакового у разных участков источника. Поток энергии излучения 10^-8 эрг(см²с), полная Р светимость источника 5*10³⁶ эрг/с; концентрация электронов в источнике 2*10^-2 см^-3. На границе Р источника волокна водорода (по наблюдениям линии водорода Hα). Р источник окружён облаком холодного H I (по наблюдениям волны 21 см). Частично заслонено от нас плотными облаками газа и пыли, Большим Провалом. Вблизи центра источника находится мощная звёздная ассоциация ОВ2, также сильно заслонённая тёмными газо-пылевыми облаками. Возраст 4*10⁶ лет Расстояние от Земли 2 кпк.
          Картина излучения согласуется с картиной движения ударной волны: перед её фронтом находится нейтральный холодный газ, за ним – горячая плазма, излучающая преимущественно в Р- и УФ-диапазонах. Водородные волокна, возможно, образовались в результате распространения в МЗС ударной волны. Гипотезы о происхождении гигантского облака в созвездии Лебедя: 1) возникло под действием звёздного ветра, который создали следующие друг за другом вспышки сверхновых. Порождённые взрывами сверхновых потоки газа движутся со скоростями ~ 10⁴ км/с, типичными для расширения молодых остатков сверхновых; облако в Лебеде могло бы возникнуть при последовательно произошедших вспышках ~40 сверхновых; 2) Р источник и облако возникли в результате мощного взрыва единичной массивной звезды. По расчётам, энергия, выделившаяся при таком взрыве, должна достигать 5*10⁵² эрг, а время с момента взрыва, ~ 1 млн. лет.
         
          Объекты Хербига-Аро
          Эмиссионные туманности недалеко от молодых звёзд.
          Масса 1-20 массы Земли. Температура 8000-12000К (~ как в областях H II, ОКГ). 
          Плотность k1000- k10000 ч/см³ (плотность областей H II и ОКГ, как правило, <1000 ч/см³).
          Состоят, в основном, из водорода и гелия; соотношение по массе ~3:1. Тяжелых элементов <1% по массе, их относительное содержание обычно ~ тому, что и у близлежащих звёзд.
          Многие имеют собственное движение; удаляются от родительских звёзд с 100-1000 км/сек.
          В ближайших к звезде областях ионизировано 20-30% газа; число уменьшается с увеличением расстояния. На ранних стадиях вещество находится в состоянии ионизации, а по мере удаления от звезды процесс рекомбинации преобладает над процессом ионизации (в результате столкновений). Однако ударные волны на передовой границе выброса могут вновь ионизировать часть вещества, и, в результате, в этих местах можно наблюдать яркие куполообразные формы.
          Инфракрасные объекты Х-А. Некоторые объекты, принадлежащие очень молодым звёздам либо массивным протозвёздам, часто скрыты от наблюдения в видимом диапазоне облаками газа и пыли, окружающих эти звёзды; их можно наблюдать только в ИК и радиодиапазонах.
          Выявлены десятки инфракрасных объектов Хербига-Аро. Большинство из них имеют форму волн, расходящихся от носа лодки, поэтому такие образования обычно называют молекулярными головными ударными волнами. Как и обычные объекты Хербига-Аро, эти ударные волны происходят от коллимированных потоков вещества с обоих полюсов протозвезды. Они сметают, или "увлекают", плотный окружающий молекулярный газ за собой, образуя постоянный поток вещества, который называется биполярным потоком газа. ИК ударные волны имеют скорость в несколько сотен км/сек и нагревают газ до сотен/ тысяч К. Так как эти объекты связаны с самыми молодыми звёздами, у которых аккреция особенно сильна, ИФ ударные волны порождаются более мощными полярными течениями, чем их видимые "коллеги".
          Разница между обычными и ИК объектами Х-А только в том, что из-за параметров выбросов и МЗС ударные волны заставляют в первом случае атомы и ионы излучать в видимом свете, а в другом – уже молекулы – в ИК диапазоне.
          происхождение
          побочные продукты рождения звёзд.
          Образуются из вещества, выбрасываемого звёздами на ранней стадии их формирования; выброшенный газ сталкивается с близлежащими облаками газа и пыли на скоростях в несколько сотен км/сек; ударные волны делают эти облака видимыми.
          В первые несколько сотен тысяч лет своего существования звёзды часто окружены аккреционными дисками, образованными падающим на звёзды газом. Высокая скорость вращения внутренних частей диска приводит к выбросам частично ионизированной плазмы, перпендикулярным к плоскости диска, т.н. полярным струйным течениям. Выбрасываемая материя, образующая такие туманности, высоко коллимирована (сведена в узкие потоки).
          Большинство объектов Хербига-Аро лежит в пределах 0,5 парсека от их родительской звезды, и лишь несколько расположены дальше 1 парсека. Иногда можно видеть такую туманность, удалившуюся на несколько парсек от звезды, это означает, возможно, что межзвёздная среда в этом месте имеет низкую плотность, позволяя объекту продвинуться дальше перед тем, как он рассеется.
          Извержение вещества из родительской звезды представляют собой скорее серию выбросов, чем постоянный поток. Выбросы сонаправлены; могут иметь разную скорость; взаимодействия между разными выбросами образуют т.н. "рабочие поверхности", где потоки газов сталкиваются и образуют ударные волны.
          Когда такие выбросы сталкиваются с веществом из межзвёздной среды, образуются участки яркого излучения, характерные для объектов Хербига-Аро. Излучение вызвано взаимодействием ударных волн с межзвёздной средой.
          Т.к. области Хербига-Аро высокоионизированы, возникло предположение, что в них могут содержаться горячие и имеющие низкую светимость звёзды. Однако отсутствие ИК излучения, исходящего от этих туманностей означало, что внутри них не может быть звёзд, т.к. те излучали бы ИК свет. Потом было высказано предположение, что в этих областях могут быть протозвёзды, но и оно не подтвердилось.
          На снимках, сделанных с относительно небольшими интервалами, заметна их высокая скорость проникновения в межзвёздные облака газа прочь от родительской звезды.
          родительские звёзды
          Все звёзды, которые ответственны за формирование объектов Хербига-Аро, имеют очень маленький возраст, а самые молодые из них - всё ещё протозвёзды, только зарождающиеся из окружающего газа.
          Объекты характерны для областей H II, в которых происходит активное звездообразование, и даже часто наблюдаются там большими группами.
          Обычно их можно видеть возле глобул Бока (тёмных туманностей, внутри которых скрыты очень молодые звёзды), причём, часто объекты Хербига-Аро исходят именно из них.
          Нередко наблюдаются несколько объектов Хербига-Аро возле одного энергетического источника - тогда они выстраиваются в цепочку вдоль оси вращения родительской звезды.
          около 80% звёзд, образующих объекты Хербига-Аро – двойные или кратные звёздные системы. Этот % значительно выше, чем аналогичный показатель для звёзд с низкой массой из главной последовательности. Т.о. у двойных систем есть больший шанс сформировать объект Хербига-Аро. Вероятно, самые большие такие объекты образуются при распаде кратных систем. Считается, что большинство звёзд образуют кратные системы, но значительная часть из них из-за гравитационных взаимодействий с близкими звёздами и плотными облаками газа распадается перед тем, как они достигают главной последовательности.
          иногда наблюдаются возле одиночных звёзд- вытянутыми вдоль оси вращения последних.
          эволюция
          Удаляясь от звезды, объекты сильно видоизменяются, а их яркость изменяется за периоды всего в несколько лет. Отдельные "узелки" туманности могут увеличивать или уменьшать свою яркость, исчезать совсем или появляться "на пустом месте". Причина изменений - взаимодействие потоков вещества туманности с космической средой, либо друг с другом (внутри туманности).
          В телескоп "Хаббл" замечена эволюция этих областей за несколько лет: одни части их потускнели, другие стали ярче (сталкиваясь с комками материи межзвёздной среды (?)).
          Максимальный срок жизни - несколько тысяч лет.
          примеры
          На сегодня открыто >400 объектов Хербига-Аро. По оценкам их число может достигать 150 тыс., но подавляющее большинство из них слишком далеки, чтобы быть замеченными.
         

Объект HH 47 (снимок телескопа "Хаббл"). Отрезок обозначает расстояние в 1000 а.е.

Объект HH 32; один из ярчайших объектов Хербига-Аро.

Объекты HH 1 и HH 2; пара практически противоположно направленных ударных волн; расстояние друг от друга 1 с.г.; симметричны относительно молодой звезды, испускающей вещество вдоль полярной оси;. Центральная область содержит непрозрачное облако, с релятивистским джетом и кратной звёздной системой, не видна на длинах волн менее 3 микрометров. до них 1500 с.г.; в созвездии Ориона, близ NGC 1999. HH 1/2 - одни из наиболее ярких объектов Хербига-Аро на земном небе.

          Газо-пылевые диски
          Газо-пылевые диски вокруг звезд/ протозвезд образуются либо при формировании протозвёзд из начального облака, при наличии у него углового момента, либо в кратной тесной системе при перетекании газа от одной звезды к другой. В 1-ом варианте из газо-пылевого облака, состоящего, в основном, из молекул водорода, формируется протозвезда и по мере уплотнения облака, в силу сохранения момента импульса, угловая скорость всего облака/ туманности растёт. Это приводит к сплющиванию облака, превращению его в диск. Во 2-м варианте газ и частицы, перетекающие от одной звезды к другой , имеют значительный момент вращения, обусловленный орбитальным движением, поэтому они образуют вращающийся диск.
          У изученных дисков радиус 10-100 а.е.
          Если вещество из пылевого диска падает (продолжает падать) на звезду или протозвезду, то он называется аккреционным (лат. accrētiō "приращение, увеличение"; здесь – падение диффузного вещества на массивное тело).
          При аккреции частицы газа не падают прямо на звезду, а движутся вокруг неё по орбитам, в которых те, что ближе к звезде, имеют большие скорости. Траектории отдельных частиц имеют вид медленно закручивающихся спиралей.
          Если из пылевого диска образуются планеты, то он называется протопланетным. Такие диски являются и аккреционными, т.к. составляющий его материал может продолжать падать на звезду.
          Если пылевой диск состоит из материала облака, оставшегося после формирования звезды/ а также планет, то он называется остаточным. Такие диски могут представлять собой обломки от столкновений планетезималей; они похожи на пояс Койпера, но имеет больше пыли.
          Срок жизни аккреционного диска 10 млн. лет. / Аккреция газа на звезду длится ~10 млн. лет.
          газопылевые диски вокруг протозвёзд
          Пылевые диски вокруг протозвёзд на самых ранних стадиях формирования невидимы из-за непрозрачности окружающей оболочки, оставшейся части молекулярного облака.
          Пылевые диски вокруг протозвёзд, молодых звёзд излучают в ИК диапазоне.
          Когда звезда достигает стадии звёзд типа T Тельца, диск становится тоньше и холоднее.
          Сжатие вещества, а также выделение тепла в результате трения по-разному вращающихся слоёв, приводит к разогреву диска.
          Граница области вокруг звезды, внутри которой вода и другие вещества низкой температуры кипения (летучие) превращаются в пар – снеговая линия. В Солнечной системе она находится между орбитами Марса и Юпитера. Снеговая линия делит газо-пылевой диск на область без летучих веществ, содержащую твердые частицы, и область, богатую летучими веществами, содержащую лёд. / Высокая температура во внутренней части диска заставляет испаряться большинство летучих веществ – воду, органику, часть горных пород; в этом регионе остаются лишь самые огнеупорные элементы, вроде железа. Лёд может сохраниться лишь в части диска за снеговой линией.
          В некоторых дисках имеется зона нагретой пыли, расположенная в пределах 10 а.е от звезды. Эту пыль иногда называют экзозодиакальной.
          Иногда диски содержат заметные кольца, напр. возле Фомальгаута.
          примеры
          Обычно диски обнаруживают, исследуя звёздную систему в ИК спектре и находя избыток ИК излучения сверх излучения, испускаемого звездой. Этот избыток вызван поглощением диском излучения звезды и последующим переизлучением в ИК диапазоне.
          Такие диски найдены вокруг старых и молодых звезд; вокруг многих звёзд в молодых звёздных скоплениях; минимум один диск наблюдается на орбите вокруг нейтронной звезды.
          Пылевой диск на орбите вокруг Веги (спутник IRAS, 1984 г.). Вначале полагали, что это протопланетный диск, но теперь его считают остаточным, из-за отсутствия газа. Позже в диске нашли неоднородности, которые могут указывать на присутствия планет.
          Диски найдены вокруг Фомальгаута, β Живописца, α Северной Короны (Гемма, Альфекка); вокруг нескольких молодых звёзд Галактики в Облаке Ориона; вокруг двойной звезды 55 Рака (Коперник), одной из ближайшей к Солнцу звезды; в её системе есть 5 планет. Пылевой диск есть в системе ε Эридана; вероятно присутствие планеты вокруг звезды.
          К 2001 г. найдено >900 звёзд-кандидатов с пылевым диском.
         

Предположительно протопланетный диск в туманности Ориона.

          туманности вокруг нейтронных звёзд и чёрных дыр
          Диски, образовавшиеся вокруг нейтронных звёзд и ЧД, излучают в Р диапазоне.
          Аккреционные диски играют ключевую роль в гамма-всплесках, сопровождающих слияние нейтронных звёзд и коллапс ядер сверхновых и гиперновых звёзд.
         

Галактика Вертушка (M101, NGC 5457) в оптическом диапазоне ("Хаббл").

Галактика Вертушка в Р диапазоне. Разогретый газ; сосредоточен вокруг нейтронных звёзд и чёрных дыр (снимок "Чандра", синий цвет).

         

Радиоизлучающее газовое облако вокруг сверхмассивной ЧД, находящейся в радиоисточнике Стрелец А, в центре Галактики. Расстояние до Земли 27000 св.л.; масса ЧД 4,3*106MS; диаметр 7 св.л.

          История изучения
         
          Несколько светлых и тёмных туманностей (облаков межзвёздной пыли и газа) можно видеть на небе невооружённым глазом. До изобретения телескопа ни одна из них не была описана.
          26 ноября 1610 г. Николя-Клод Фабри де Пейреск (Peiresc) (1580 - 1637 гг.), Прованс, астроном - любитель, при наблюдениях в телескоп заметил туманность Ориона и описал её.
          4 февраля 1617 г. Галилео Галилей зарисовал расположение трёх звёзд Трапеции Ориона, но не обратил внимания на окружающую звёзды туманность.
          начало 1650-х гг. Джованни Одиерна (Hodierna) (1597 - 1660 гг.), аббат, физик и астроном из Сицилии, занимаясь наблюдениями неба в телескоп, сделал зарисовку туманности Ориона, открыл туманность Лагуна.
         

Фрагмент из книги Одиерны De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli characteribus (1654 г.). Туманность Ориона и 3 звезды в ней.

          1716 г. В статье английского астронома Эдмонда Галлея (Halley) (1656 - 1742 гг.) "Сообщения о некоторых туманностях или светящихся пятнах, подобных облакам, недавно открытых среди неподвижных звёзд с помощью телескопа" (An account of several Nebulae or lucid Spots like Clouds lately discovered among the Fixed Stars by help of the Telescope) перечислялось 6 "туманностей" – среди них были Туманность Андромеды, Туманность Ориона, и звёздные скопления.
          1731 г. Джон Бевис (Bevis) (1695 - 1771 гг.), английский врач и астроном-любитель, открыл Крабовидную туманность. В 1738- 50 г. Бевис составил звёздный атлас Uranographia Britannica, в который вошла и эта туманность.
         

Одна из карт атласа Бевиса. Крабовидная туманность в атласе Бевиса.

          1751- 52 гг. Николя де ла Кайль (Caille) (1713- 62 гг.), французский астроном, наблюдал на мысе Доброй Надежды в телескоп небесные объекты южного полушария; каталогизировал их более 10 тыс., среди них было и 42 "туманных звезды", в т.ч. туманности Тарантул, Киль.
          В 1758 году наблюдения за небесными объектами активизировались, в связи с предсказанным Галлеем на следующий год возвращением большой кометы (она действительно была замечена в 1759 г.). Французский астроном Шарль Мессье (1730 - 1817 гг.), тоже участвовавший в этих поисках, в 1758 г. переоткрыл Крабовидную туманность, после чего решил составить каталог "туманных небесных объектов". Сначала он занимался этим, чтобы не путать появлявшиеся новые кометы с неподвижными небесными телами, потом поиск и каталогизация "туманностей" стали у него отдельной задачей. В окончательный, третий вариант его каталога, изданный в 1781 г., вошло 110 "туманностей", среди которых были звёздные скопления, галактики, и настоящие туманности; последних оказалось 10.
          В начале 1780-х гг. английский астроном немецкого происхождения Уильям Гершель (1738 - 1822 гг.), познакомившись с каталогом Мессье, также занялся поисками и изучением туманностей. Улучшенная телескопическая техника позволила ему открыть много таких объектов. В 1786 г. он издал "Каталог первой тысячи новых туманностей и скоплений звёзд". В его каталог 1802 г. вошло ещё 520 "туманностей". Гершель пришёл к выводу, что небесные туманные объекты могут быть как настоящими туманностями, так и системами звёзд, подобными Млечному Пути. В частности, он считал, что Туманности Ориона и Андромеды – системы звёзд (первое было неверно, хотя в Туманности Ориона есть звёзды). Гершель выделил из всех туманностей класс кольцеобразных, называв их (не слишком удачно) "планетарными", из-за формы. Это были, как позже выяснилось, оболочки газа, которые сбросили красные гиганты при превращении в белых карликов. Тёмные туманности Гершель считал "промежутками между звёздными облаками".
          1864 г. астроном Уильям Хаггинс (1824 - 1910 гг.) и химик Уильям Аллен Миллер (1817- 70 гг), изучив спектр туманности в созвездии Дракона (туманность Кошачий Глаз), обнаружили, что он состоит из отдельных линий (одной яркой и пары тусклых), сильно отличаясь от непрерывного спектра Солнца и звёзд. Положение яркой линии, по их оценке, отвечало азоту, слабых – водороду и барию. Похожими были спектры и у других планетарных туманностей – в созвездиях, Лебедя, Стрельца, Водолея, Тельца Понятовского (часть созвездий Змееносца и Орла), Лиры (туманность Кольцо), Лисички (туманность Гантель). Однако спектр у туманностей М31 (Андромеды ) и М32 (спутника Андромеды) оказался иным, непрерывным, как у звёзд. Отсюда авторы сделали вывод, что планетарные туманности больше не могут предполагаться скоплениями звёзд – они являются телами совсем иного состава, а именно, громадными массами светящегося газа. В последующих статьях 1865- 68 гг. Хаггинс описал результаты изучения спектров туманности Ориона и других. Звёздные скопления давали непрерывный спектр, в то время, как части туманности Ориона имели спектр, сходный со спектрами планетарных газообразных туманностей – три линии, разделённые тёмными промежутками. Сами же звёзды, находившиеся внутри туманности Ориона, имели обычный непрерывный спектр. Изучение спектров других туманностей, отнесённых в каталогах к "планетарных", показало ту же газообразную их природу, что и у предыдущих, исследованных ранее. В 1867 г. Хаггинс и Миллер получили Золотую медаль Королевского астрономического общества за их спектроскопические исследования.
         

Спектр туманности в созвездии Дракона (туманность Кошачий Глаз), полученный Хаггинсом и Миллером в 1864 г.; вверху, для сравнения, линии излучения разных элементов

          30 сентября 1880 г. Генри Дрейпер (1837- 82 гг.), американский астроном, сделал, используя телескоп, первую астрофотографию туманности Ориона.
          1880-е гг. Джон Людвиг Эмиль Дрейер (1852 - 1926 гг.), английский астроном датского происхождения, составил, на основе каталогов Мессье, Гершеля и других, "Новый генеральный каталог туманностей и звёздных скоплений" (NGC), в который вошло 7840 объектов.
          В конце XIX в. развитие астрофотографии привело к открытию многих новых туманностей.
          Джеймс Килер (Keeler) (1857 - 1900 гг.), астроном из Ликской обсерватории, делал снимки туманностей и звёздных скоплений. На фотографиях объектов из каталогов обнаруживались новые туманности, дополняя их списки; однажды таковых нашлось 31.
         

Крабовидная туманность. Туманность Ориона. Туманность в созвездии Гидры. (Снимки Дж.Килера).

          Альберт Март (1828- 97 гг.), английский астроном немецкого происхождения, работая на Мальте, открыл около 600 новых туманностей.
          Шербёрн Уэсли Бёрнхем (1838 - 1921 гг.), профессор астрономии Чикагского университета, впервые наблюдал объект Хербига-Аро: возле звезды T Тельца он заметил небольшое туманное облачко; позже оно было названо "туманность Бёрнхема".
          Эдвард Барнард (1857 - 1923 гг.), работая в 1887- 95 гг. в Ликской обсерватории, получил первую фотографию тёмной туманности, затем ещё многих других. В 1913 г. он опубликовал снимки Млечного пути, на фоне которого обнаружил 249 светлых и тёмных туманностей. Позже (1919 г.) он составил каталог тёмных туманностей, который насчитывал 182 таких объекта. В 1927 г. каталог Барнарда был дополнен, по его наблюдениям, до 349 объектов. Тёмные туманности он считал облаками поглощающей свет материи, а не промежутками между звёздными облаками, как полагал Гершель.
          1912/3 г. Весто Слайфер (1875 - 1969 гг.), изучая спектр туманности NGC 1435, находящейся недалеко от звезды Меропа (созвездие Тельца), заключил, что источником её света, скорее всего, является сама звезда, и туманность отражает свет от неё (и звезды Альционы). Вскоре (1913 г.) расчёты Герцшпрунга подтвердили гипотезу Слайфера. Это была отражательная туманность.
          1919 г. Мэри Эгер, изучая линии поглощения на волнах 589,0 и 589,6 нм в системах δ Ориона и β Скорпиона, обнаружила в межзвёздной среде натрий.
          1922 г. Эдвин Хаббл (1889 - 1953 гг.) опубликовал результаты исследований некоторых ярких туманностей. Он отметил различия между отражательными и эмиссионными туманностями и вывел формулу связи между угловым размером отражательной туманности и видимой звёздной величиной подсвечивающей её звезды.
          1920-е - 30-е гг. показано, что все ранее неотождествлённые интенсивные линии туманностей и солнечной короны – запрещённые линии.
          1938 г. по линиям поглощения в оптическом диапазоне открыты первые молекулы в МЗС.
          1940-е гг. Джордж Хербиг (Herbig) (1920 - 2013 гг.), изучая туманность Бёрнхема, установил, что она обладает необычным спектром, с выделяющимися линиями водорода, серы и кислорода; Гильермо Аро (Haro) (1913- 88 гг.) обнаружил, что все эти объекты невидимы в ИК диапазоне. Хербиг и Аро выделили их как отдельный тип эмиссионных туманностей.
          1946 г. Ян Бок (1906- 83 гг.) и Э. Рейли обнаружили на фоне светлых туманностей в созвездии Единорога тёмные пятна, названные ими глобулами. Бок предположил, что глобулы могут быть местами рождения звёзд. В 1990 г. наблюдения в ИК спектре показали внутри глобул молодые звёздные объекты.
          В каталоге 1962 г. было представлено 1802 тёмных туманностей.
          В настоящее время известно порядка 500 отражательных туманностей.
         
          Приложение
         
          Сокращения
         
          специальные
          / – "или", "вариант"
          k – "несколько", напр. k100 – "несколько сот"
          расстояния
          а.е. – астрономическая единица
          пк – парсек, кпк – килопарсек, мпк - мегапарсек
          излучение
          ЭМ – электромагнитный
          М-поле – магнитное поле
          УФ, ИК, Р – ультрафиолетовый, инфракрасный, рентгеновский (диапазон волн)
          разное
          M_S, L_S, R_S – масса, светимость, радиус Солнца
          M_Z – масса Земли
          ЧД – чёрная дыра
          АЯГ – активное ядро галактики
          МГГ – Местная группа галактик
          ТЯ – термоядерный
          ГП – главная последовательность
          БК – белый карлик
          АВГ – асимптотическая ветвь гигантов
          МЗС – межзвёздная среда
         
          Технические термины, физические явления и законы
         
          Излучение и поглощение
          Серия Лаймана образуется при переходах электронов с возбуждённых энергетических уровней на первый невозбуждённый уровень основного состояния атома водорода в спектре излучения и с первого уровня на все остальные в спектре поглощении.
          Серия Бальмера образуется при переходах электронов между вторым энергетическим (он же первый возбуждённый) уровнем атома и вышележащими уровнями. В отличие от УФ серии Лаймана, связанной с переходами на основной уровень, четыре первые линии серии Бальмера лежат в видимой области спектра. Hα - спектральная линия серии Бальмера атома водорода, длина волны 656,28 нм; принадлежит видимой части спектра, имеет тёмно-красный цвет; излучение этой линии возникает при переходе электрона с 3-го на 2-ой энергетический уровень.
          Линия H-альфа – основная линия в бальмеровской серии линий излучения водорода; при измерении на Земле её длина волны ~650 нм; излучается ионизированным газом близ новых звезд.
          Лес Лайман-альфа. Облако нейтрального газа может поглотить часть света квазара, оставляя линию поглощения на определенной длине волны, соответствующей красному смещению этого облака. Свет от более далёких квазаров должен проходить через большее количество межгалактического пространства, перехватывая множество облаков на этом пути и вводя множество линий поглощения в спектр. В спектрах квазара может накапливаться так много линий поглощения (на разных длинах волн), что сеть газовых облаков называется лесом Лайман-альфа.
          Из спектров квазаров можно получить данные о скоплениях облаков нейтрального водорода.
          Резонансные линии - спектральные линии, возникающие при переходах на основной уровень; все остальные – субординатные.
          Сверхтонкое расщепление. Переходы электронов в атомах, при которых разница энергий очень мала по сравнению с общей энергией основного состояния атома. Напр. "переворачивание" электрона со спином, параллельным спину протона.
          Метастабильные состояния – возбуждённые состояния, переходы с излучением из которых в другие состояния запрещены правилами отбора.
          Запрещённые переходы. Переходы электронов в атомах, вероятность которых очень мала/ не запрещены законами сохранения, но запрещены правилами отбора, потому их вероятность очень мала. Напр. "переворачивание" электрона со спином, параллельным спину протона. Для одного атома вероятность его осуществления при нормальных условиях составляет в среднем 1 раз в 10 млн лет. Запрещённые линии – линии в спектре , соответствующие запрещённым переходам.
          Запрещённые линии обозначают символом элемента с указанием степени его ионизации, напр. метастабильные линии нейтрального кислорода [O I], 1-кратно ионизированного O [O II] и т.д.
          Важнейшей запрещённой линией МЗС является радиолиния атомарного водорода λ = 21 см.
          Интенсивные запрещённые линии наблюдаются в спектрах туманностей (O²⁺, O⁺), азота (N⁺)) и солнечной короны (сильно ионизованных атомов железа (Fe¹³⁺, Fe¹²⁺, Fe¹⁰⁺, Fe⁹⁺) и никеля (Ni¹⁴⁺, Ni¹²⁺, Ni¹¹⁺)); также полярных сияний. Все эти линии соответствуют переходам между уровнями с одинаковой чётностью, принадлежащим внешним электронным оболочкам.
          Запрещённые линии наблюдаются, напр., в спектрах B[e]-звёзд.
          Излучение на волне 21 см. Атомы водорода состоят из протона и электрона. У группы атомов водорода, где спины протонов и электронов параллельны энергия немного больше, чем у группы, где они антипараллельно. Квантовая система предпочитает находиться в состоянии с наименьшей возможной энергией, поэтому в атомах с параллельными спинами электроны "переворачиваются", чтобы их спины стали антипаралельны спинам протонов. При каждом перевороте высвобождается фотон с энергией, равной разнице энергий параллельного и антипараллельного состояний. Она соответствует длине волны 21,1 см (частота 1420,40575 МГц).
          Это запрещённый переход и сверхтонкое расщепление.
          В туманностях температура газа из нейтрального водорода 25-250K; т.о. он слишком холоден, чтобы излучать в видимом диапазоне. Но он излучает радиоволны длины 21 см. По интенсивности её в спектре можно определить массу и плотность водорода в данном направлении, а по отличию фактической длины волны этой линии от 21 см можно определить, используя принцип Допплера, скорость водородного облака.
          Рекомбинационные радиолинии. В МЗС в процессе рекомбинации заряженных частиц могут образоваться атомы с высоким уровнем возбуждения. При последующих переходах на уровни с меньшей энергией происходит испускание фотонов радиодиапазона, соответствующих разным р.р. Вероятность таких процессов невелика. При плотности электронов Ne = 10²-10³ в см³ один атом с нужным уровнем возбуждения приходится на 10¹⁴-10¹⁶ атомов. Вероятность спонтанных переходов между высоковозбужденными уровнями уменьшается с номером уровня n как n-5, а испускаемые фотоны имеют малую энергию; т.о. для образования радиолинии нужно громадное количество ионов и электронов. Но это количество не может быть достигнуто за счет увеличения плотности среды. При значительных плотностях из-за большого числа соударений возбужденных атомов с заряженными частицами происходит штарковское уширение линий спектра, приводящее к их ослаблению и размытию. Т.о. для образований радиолиний газ должен быть достаточно разрежен, а число атомов на луче зрения велико. Такие условия возможны лишь в космосе.
          Р.р. водорода обнаружены и у ряда внегалактических объектов, в т.ч. M82 и NGC 253.
          р.р. не уширяются и не размываются в той степени, как можно было бы ожидать из теории штарковского уширения р.р. водорода, разработанной на основе измерений в оптическом диапазоне. Для р.р. возмущения начального и конечного уровней внешним электрическим полем в значительной степени подобны из-за их близости. В результате при возмущениях интервал между уровнями меняется существенно меньше, чем энергия самих уровней. Т.о., происходит компенсация штарковского уширения и радиолинии могут наблюдаться до высоких значений.
          Когерентное излучение - скореллированное; разность фаз волн-фотонов потока постоянна.
          Индуцированное излучение - генерация нового фотона при переходе квантовой системы (атома, молекулы, ядра, ...) с более высокого на более низкий энергетический уровень под воздействием индуцирующего фотона, энергия которого равна разности энергий этих состояний. Созданный фотон имеет ту же энергию, импульс, фазу, поляризацию, а также направление распространения, что и индуцирующий фотон (который при этом не поглощается). Оба фотона когерентны.
          Микроволновое излучение - область спектра ЭМ излучения с длинами волн от 1 м до 1 мм. Микроволны распространяются в пределах прямой видимости; в отличие от низкочастотных радиоволн, они не дифрагируют вокруг холмов, не следуют за земной поверхностью, как поверхностные волны, и не отражаются от ионосферы, поэтому наземные микроволновые каналы связи ограничены визуальным горизонтом примерно до 64 км. В верхней части диапазона они поглощаются газами в атмосфере, ограничивая практическое расстояние связи примерно до 1 км.
          ИК излучение у более холодных объектов имеет более длинные волны. Человек излучает ИК с длинами волн ~10 микрон.
          Большую часть ИК света от космических тел поглощает атмосфера Земли, кроме узких окон, напр., в субмиллиметровых полосах. Поэтому ИК наблюдения лучше всего вести из космоса.
          ИК диапазон средний – длины волн k - k10 микрон; в нём излучает горячая пыль (k100К);
          дальний (субмиллиметровый) – длина волн 100 мк - 1 мм; излучает холодная пыль (k10К); Излучение в дальнем ИК диапазоне отслеживает холодную пыль.
          ближний – длина волн больше чем у волн оптического света; излучают наиболее старые, легкие и холодные звезды.
          Перистое излучение. Слабое рассеянное ИК излучение на небе почти во всех направлениях. Это излучение пылевого остатка звездообразования в нашей Галактике. Названо по аналогии с земными высокими облаками. "перистые облака" мешают исследованиям в УФ и оптическом диапазонах.
          Лазер (light amplification by stimulated emission of radiation – усиление света посредством вынужденного излучения) - оптический квантовый генератор,преобразующий энергию накачки (световую, электрическую, ...) в энергию когерентного, монохроматического, поляризованного и узконаправленного потока излучения. Основан на свойстве индуцированного излучения.
          Мазер - источник вынужденного когерентного микроволнового излучения. Возбужденные атомы могут усиливать излучение на некоторой частоте, характерной для элемента или молекулы, которые используются в качестве среды (по аналогии с тем, что происходит в среде генерации в лазере). Когда такая усиливающая среда находится в резонансной полости, может возникать когерентное излучение.
          В космосе источниками мазерного излучения являются молекулярные облака, в т.ч. H II; также кометы, атмосферы планет и звёзд. В ГМО есть условия для генерации мазерного излучения; источником накачки служит космическое излучение.