Мъглявината е наистина чудесно нещо. Наречени с латинската дума за „облак“, мъглявините са не само масивни облаци прах, водород и хелий, газ и плазма; те също често са „звездни разсадници“ - т.е. мястото, където се раждат звезди. И в продължение на векове далечните галактики често бяха сбъркани с тези масивни облаци.
Уви, такива описания едва надраскват повърхността на това, което са мъглявините и какво е значимото им. Между процеса на тяхното формиране, ролята им в звездното и планетарното формиране и тяхното разнообразие, мъглявините са осигурили на човечеството безкрайни интриги и открития.
От известно време учените и астрономите са наясно, че космическото пространство всъщност не е пълен вакуум. Всъщност той е съставен от газови и прахови частици, известни колективно като Междузвездна среда (ISM). Приблизително 99% от ISM е съставен от газ, докато около 75% от масата му е под формата на водород, а останалите 25% като хелий.
Междузвездният газ се състои отчасти от неутрални атоми и молекули, както и заредени частици (ака. Плазма), като йони и електрони. Този газ е изключително разреден, със средна плътност около 1 атом на кубичен сантиметър. За разлика от тях земната атмосфера има плътност приблизително 30 квинтилионни молекули на кубичен сантиметър (3.0 х 1019 на см³) на морско равнище.
Въпреки че междузвездният газ е много разпръснат, количеството материя се натрупва на огромните разстояния между звездите. И в крайна сметка и при достатъчно гравитационно привличане между облаците тази материя може да се слее и да се срине, образувайки звезди и планетарни системи.
Формиране на мъглявината:
По същество мъглявина се образува, когато части от междузвездната среда претърпят гравитационен срив. Взаимното гравитационно привличане кара материята да се слепва, образувайки области с по-голяма и по-голяма плътност. От това могат да се образуват звезди в центъра на срутващия се материал, който ултравиолетовото йонизиращо лъчение причинява заобикалящия газ да стане видим при оптични дължини на вълната.
Повечето мъглявини са с огромни размери, с размери до стотици светлинни години в диаметър. Макар и по-плътни от пространството около тях, повечето мъглявини са далеч по-малко плътни от всеки вакуум, създаден в земна среда. В действителност един мъгляв облак, който беше сходен по размер с Земята, би имал само толкова много материал, че неговата маса би била само няколко килограма.
Класификация на мъглявините:
Звездни обекти, които могат да се нарекат мъглявина, влизат в четири основни класа. Повечето попадат в категорията на Дифузни мъглявини, което означава, че нямат добре определени граници. Те могат да бъдат подразделени на две допълнителни категории въз основа на поведението им с видима светлина - „Мъглявина на емисиите“ и „Мъглявина на отражение“.
Мъглявините на емисиите са тези, които излъчват спектрално лъчево излъчване от йонизиран газ и често се наричат HII региони, тъй като до голяма степен са съставени от йонизиран водород. За разлика от тях, Мъглявините на отражение не излъчват значителни количества видима светлина, но все още са светещи, защото отразяват светлината от близките звезди.
Има и това, което е известно като Тъмни мъглявини, непрозрачни облаци, които не излъчват видима радиация и не се осветяват от звезди, но блокират светлината от светещи предмети зад тях. Подобно на Мъглявините на емисии и отражения, тъмните мъглявини са източници на инфрачервени емисии, главно поради наличието на прах вътре в тях.
Някои мъглявини се образуват в резултат на свръхнови експлозии и затова са класифицирани като Останки от Супернова, В този случай краткотрайните звезди изпитват имплозия в своите ядра и издухват външните си слоеве. Тази експлозия оставя след себе си „остатък“ под формата на компактен обект - т.е. неутронна звезда - и облак от газ и прах, който се йонизира от енергията на експлозията.
Други мъглявини могат да се образуват като Планетни мъглявини, която включва звезда с ниска маса, влизаща в последния етап от живота си. При този сценарий звездите навлизат в своята фаза на Червения гигант, бавно губят външните си слоеве поради хелиеви проблясъци във вътрешността им. Когато звездата е загубила достатъчно материал, температурата й се повишава и UV лъчението, което излъчва, йонизира околния материал, който е изхвърлил.
Този клас съдържа и подклас, известен като протопланетарни мъглявини (PPN), който се прилага за астрономически обекти, които изпитват краткотраен епизод в еволюцията на звездата. Това е бързата фаза, която се осъществява между късния асимптотичен гигантски клон (LAGB) и следната фаза на планетарната мъглявина (PN).
По време на фазата на Асимптотичния гигантски клон (AGB) звездата претърпява загуба на маса, излъчвайки циркулярна обвивка от водороден газ. Когато тази фаза приключи, звездата навлиза във фазата на PPN, където се зарежда с енергия от централна звезда, което я кара да излъчва силно инфрачервено лъчение и да се превръща в мъглявина за отражение. Фазата на PPN продължава, докато централната звезда достигне температура от 30 000 К, след което е достатъчно гореща, за да йонизира околния газ.
История на наблюдението на мъглявините:
Много мъгляви предмети бяха забелязани на нощното небе от астрономите през Класическата античност и Средновековието. Първото записано наблюдение се проведе през 150 г. пр. Н. Е., Когато Птолемей отбеляза присъствието на пет звезди Almagast което изглеждаше мъгляво в книгата му. Той също така отбелязва област на светене между съзвездията Урса Майор и Лъв, която не е свързана с нито една наблюдаема звезда.
В неговия Книга на неподвижните звезди, написан през 964 г. пр. н. е., персийският астроном Абд ал-Рахман ал-Суфи направи първото наблюдение на действителна мъглявина. Според наблюденията на Ал Суфи "малко облак" се виждаше в част от нощното небе, където сега се знае, че се намира галактиката Андромеда. Той също каталогизира други мъгляви обекти, като Omicron Velorum и Brocchi's Cluster.
На 4 юли 1054 г. свръхновата, създала Крабната мъглявина (SN 1054,), е видима за астрономите на Земята и са установени регистрирани наблюдения, които са направени както от арабски, така и от китайски астрономи. Въпреки че съществуват анекдотични доказателства, че други цивилизации са гледали свръхновата, не са открити никакви записи.
До 17-ти век подобренията в телескопите доведоха до първите потвърдени наблюдения на мъглявините. Това започва през 1610 г., когато френският астроном Никола-Клод Фабри дьо Пейрес прави първото записано наблюдение на мъглявината Орион. През 1618 г. швейцарският астроном Йохан Баптист Цисат също наблюдава мъглявината; и до 1659 г. Кристиан Хюйгенс прави първото подробно проучване на него.
Към 18 век броят на наблюдаваните мъглявини започва да се увеличава и астрономите започват да съставят списъци. През 1715 г. Едмънд Халей публикува списък с шест мъглявини - M11, M13, M22, M31, M42 и кълбовидния клъстер Омега Кентавър (NGC 5139) - в своя „Сметка от няколко мъглявини или ясни петна като облаци, открити напоследък сред фиксираните звезди с помощта на телескопа. "
През 1746 г. френският астроном Жан-Филип дьо Шесо съставя списък с 20 мъглявини, включва осем, които досега не са били известни. Между 1751 и 53 г. Никола Луи дьо Лакайл каталогизира 42 мъглявини от нос Добра надежда, повечето от които досега не са били известни. И през 1781 г. Чарлз Месиер съставя своя каталог със 103 „мъглявини“ (сега се наричат обекти на Месие), макар че някои са били галактики и комети.
Броят на наблюдаваните и каталогизирани мъглявини значително се разшири благодарение на усилията на Уилям Хершел и сестра му Каролин. През 1786 г. двамата публикуват своето Каталог на хиляди нови мъглявини и клъстери от звезди, която е последвана през 1786 и 1802 г. от втори и трети каталог. По онова време Хершел вярваше, че тези мъглявини са просто нерешени клъстери от звезди, вярване, което той ще измени през 1790 г., когато наблюдава истинска мъглявина около далечна звезда.
От 1864 г. английският астроном Уилям Хъгинс започва да диференцира мъглявините въз основа на техните спектри. Приблизително една трета от тях имат емисионния спектър на газ (т.е. Емисионни мъглявини), докато останалите показват непрекъснат спектър, съответстващ на маса звезди (т.е. планетарни мъглявини).
През 1912 г. американският астроном Весто Слипър добавя подкатегорията на Мъглявините на отражението, след като наблюдава как мъглявината около звезда съответства на спектъра на открития клъстер Плеяди. До 1922 г. и като част от „Големия дебат“ относно естеството на спиралните мъглявини и размера на Вселената стана ясно, че много от наблюдаваните по-рано мъглявини всъщност са били далечни спирални галактики.
През същата година Едвин Хъбъл обяви, че почти всички мъглявини са свързани със звезди и че осветяването им идва от звездна светлина. От това време броят на истинските мъглявини (за разлика от звездни клъстери и далечни галактики) нараства значително и тяхната класификация е усъвършенствана благодарение на подобренията в наблюдателната апаратура и спектроскопията.
Накратко, мъглявините са не само изходните точки на звездната еволюция, но могат да бъдат и крайната точка. И между всички звездни системи, които изпълват нашата галактика и нашата Вселена, сигурно се намират мъгляви облаци и маси, които само чакат да родят нетното поколение звезди!
Тук сме писали много интересни статии за мъглявините в сп. „Спейс“. Ето едно за мъглявината на Раците, мъглявината на орела, мъглявината Орион, мъглявината на Пеликан, мъглявината на пръстена и мъглявината на розетата.
За информация как звездите и планетите се раждат от мъглявините, ето теорията на мъглявините, къде се раждат звездите? и как се е образувала Слънчевата система?
Имаме изчерпателен каталог на обектите на Messier, както и тук, в Space Magazine. И за повече информация, вижте тези страници от НАСА - Астрономическата картина на деня и пръстенът държи деликатно цвете
Уморени очи? Нека ушите ви помогнат да се научите за промяна. Ето някои епизоди от Astronomy Cast, които просто могат да отговарят на вашия вкус: Слънцето, петна и всички и луни и уравнението на Дрейк, Звезди в празнотата и Пръстени около звезди.
