Mgławice to określenie dla obłoków gazu i pyłu międzygwiazdowego lub bardzo rozległych otoczek gwiazd. Dawniej również tak nazywano galaktyki.
W przestrzeni kosmicznej liczne są niewidoczne obłoki gazu możliwe do wykrycia tylko dzięki analizie ich widma w niewidzialnych dla oka zakresach. Ośrodek międzygwiazdowy gromadzi się w spiralnych ramionach galaktyk i jest w ciągłym ruchu. Jego tworzywo stanowią w 99% wodór i hel, zaś reszta to inne gazy oraz pył.
Do mgławic należą także obłoki molekularne składające się głównie z wodoru dwuatomowego H2 i tlenku węgla CO2. Mają one temperaturę ok. 10 K. Miejscami zbijają się w gęste skupiska będąc kolebką nowych gwiazd. Rozmiary, temperatura i skład molekularny obłoku determinują rozmiary i przebieg życia rodzących się gwiazd.
Mgławice ciemne
Ciemne mgławice to zbiorowisko gazu i pyłu. Temperatura obłoku waha się między 7 a 15 K, co z ogólną temperaturą pustki międzygwiezdnej tworzy taką relację, jak piekarnik piekący kurczaka do temperatury pokojowej (temperatura próżni wynosi trochę ponad 2 K). Wyglądają tak, jakby w tym miejcu na niebie była dziura pozbawiona gwiazd. To oczywiście złudzenie. Obłok zasłania gwiazdy znajdujące się za nim.
Dlaczego tak ważne są ciemne mgławice? Bo tam właśnie rodzą się gwiazdy. Co jakiś czas z nieznanych nauce powodów część obłoku zaczyna się skupiać, potem zapada się w kolapsie grawitacyjnym i powstaje protogwiazda. Wykluwanie z obłoku niczym z jajka trochę jeszcze trwa, aż w pewnym momencie dochodzi do pierwszej, dziewiczej reakcji termojądrowej i gwiazda staje się gwiazdą z prawdziwego zdarzenia. W ciemnych mgławicach jest wiele obiektów z gatunku protogwiazd. Obserwacja ich jest utrudniona z racji ich niskiej temperatury i samej ciemnej mgławicy, która absorbuje i tak skąpe promieniowanie.
– mgławica powstała w końcowej fazie życia masywnej gwiazdy w wyniku wybuchu i odrzucenia zewnętrznej otoczki. Taką wybuchającą gwałtownie gwiazdę nazywamy supernową. W centralnej części tej mgławicy najczęściej znajduje się gwiazda neutronowa lub czarna dziura, powstała z jądra wybuchającej gwiazdy. Mgławice będące pozostałością po wybuchu supernowej są stosunkowo bogate w pierwiastki cięższe od żelaza, które powstają w końcowym etapie życia gwiazdy i podczas wybuchu. Wybuch umożliwia rozprzestrzenienie się tych pierwiastków w kosmosie. Materiał z odrzuconej otoczki porusza się z prędkościami rzędu 1% prędkości światła. Gdy zderza się on z materią ośrodka, powstaje fala uderzeniowa. Fala ta oddziałuje z materią międzygwiazdową, powodując wzrost temperatury gazu, który zaczyna świecić w zakresie rentgenowskim, a później radiowym. W falach uderzeniowych mogą być przyspieszane cząstki, będące źródłem promieniowania kosmicznego. Proces ten nosi nazwę przyspieszenia Fermiego, od nazwiska odkrywcy Enrico Fermiego. Po pewnym czasie po ustaniu ekspansji pozostałości po wybuchu supernowej, na skutek niejednorodności rozkładu masy, mogą stać się kolebką nowego pokolenia gwiazd.
Źródło:
Kosmosnews
Ciemne mgławice oczywiście nie są wieczne. Po pewnym czasie światło młodych gwiazd rozprasza obłok. To i owo przemieni się jeszcze w planety i księżyce, ale reszta odsuwa się w niebyt. Jeśli więc żyjący w przyszłości amator obserwacji kosmosu spojrzy w niebo w kierunku mgławicy Koński Łeb, może nic nie zobaczyć.
Źródło:
Kosmicznie
Mgławice planetarne
Typ mgławicy, w której obłoki pyłu odbijają światło pobliskiej gwiazdy lub gwiazd. Promieniowanie pobliskiej gwiazdy lub gwiazd nie jest wystarczające do wywołania jonizacji gazu w mgławicy, jak to ma miejsce w mgławicach emisyjnych, ale jest wystarczające, aby dać odpowiednie rozproszenie, które uwidacznia pył. Stąd widma częstotliwości wykazywane przez mgławice refleksyjne są podobne do gwiazd, które je oświetlają. Pośród mikroskopowych cząsteczek odpowiedzialnych za rozproszenie znajdują się związki węgla (np. diamentowy kurz) oraz innych pierwiastków, a w szczególności żelaza i niklu. Związki tych dwóch ostatnich są często zgrupowane zgodnie z galaktycznym polem magnetycznym i powodują lekką polaryzację rozpraszanego światła (Kaler, 1998). Rozróżnienie pomiędzy tymi dwoma rodzajami mgławic zostało dokonane przez Edwina Hubble'a w 1922 roku.
Mgławice refleksyjne są miejscem, gdzie powstają gwiazdy. W 1922 roku Hubble opublikował wyniki swoich badań nad mgławicami jasnymi. Jedną z części tej pracy jest prawo jasności Hubble'a dla mgławic refleksyjnych, które wiąże rozmiary kątowe (R) mgławicy z widomą wielkością gwiazdową (m) powiązanej gwiazdy:
5 log(R) = -m + k
gdzie k jest stałą, która zależy od czułości pomiaru.
Mgławica emisyjna Wielka chmura (często o średnicy kilkuset lat świetlnych) świecącego gazu i plazmy. Mgławicami emisyjnymi mogą być obszary H II, gdzie duże ilości promieniowania ultrafioletowego emitują młode, gorące, niebieskie gwiazdy; oraz mgławice planetarne, gdzie umierająca gwiazda odrzuciwszy swoje zewnętrzne warstwy, odsłoniła jonizujące gaz jądro.
Obserwacje mgławic emisyjnych, występujących licznie poza Drogą Mleczną, są niezwykle istotne. Pozwalają między innymi określać odległości do sąsiednich galaktyk, oraz ich skład chemiczny.
Mgławice emisyjne często zawierają ciemniejsze obszary, czyniąc z nich obiekty bardzo ciekawe wizualnie. Przykładem jest Mgławica Ameryka Północna, w której kombinacja obszarów jasnych i ciemnych przypomina kontynent. Bywają też mgławice zbudowane zarówno z regionów emisyjnych, jak i refleksyjnych (również ciemnych). Takim obiektem jest np. Mgławica Trójlistna Koniczyna.
Źródło:
Kosmicznie
Mgławice planetarne
Zatem, niebo oferuje nam wyjątkowe bogactwo tych małych i bardzo pięknych obiektów. Nadzwyczajne zagęszczenie gwiazd w okolicy ramienia Drogi Mlecznej patrząc ku jej centrum, widniejące jako świetlisty pas rozciągający się nad głowami, sprzyja ich występowaniu. W istocie, mgławice planetarne nie mają nic wspólnego z planetami. Są odległymi o tysiące lat świetlnych, kosmicznymi cmentarzyskami, trwającymi zaledwie przez kilka tysięcy lat, po czym ulegają rozproszeniu w przestrzeni międzygwiezdnej. Są pozostałościami umierających gwiazd o wielkości zbliżonej do Słońca. Z racji ich krótkiego czasu trwania i dużych odległości w jakich się znajdują, większość z nich, w chwili pisania tego posta, gdy ich światło po tysiącach lat podróży dociera do Ziemi, już nie istnieje… Warto więc skierować teleskop w ich stronę póki czas!
Gwiazdy podczas swego życia świecą „spalając” wodór i inne lekkie pierwiastki w gwałtownych reakcjach zwanych fuzją termojądrową. U kresu swojego istnienia, po miliardach lat, wypalają całe paliwo, jakie znajduje się w ich gorącym jądrze. W tym czasie, ich zewnętrzne części stopniowo ochładzają się i rozprzestrzeniają się z prędkością kilkunastu km/s tworząc złożone, sferyczne struktury – mgławice planetarne, osiągające średnice nawet do roku świetlnego. Odsłania się gorące jądro umarłej gwiazdy, mające temperaturę setek tysięcy Kelwinów i średnicę zaledwie kilku tysięcy kilometrów. To tak zwany biały karzeł, często widoczny w teleskopie w centrum mgławicy planetarnej.
Czemu nazywamy te mgławice planetarnymi? Otóż dlatego, że w teleskopie do złudzenia przypominają planety. Są maleńkimi, ale zaskakująco jasnymi obiektami wymagającymi bardzo dużych powiększeń aby dostrzec ich budowę, rzędu nawet 150-250x. W lornetce nie sposób odróżnić większość z nich od otaczających gwiazd. Mgławice planetarne są bardzo łatwe do zaobserwowania nawet z terenów podmiejskich, gdzie dominuje zaświetlenie światłem sztucznym (ang. light pollution) a niebo przybiera pomarańczowy kolor od wszędobylskich lamp sodowych. W odróżnieniu od innych mgławic, widoczne są dobrze w okresie, gdy noce są krótkie, a niebo nie do końca ciemne, czyli właśnie w okresie lata.
Poniżej prezentujemy mapki, z najciekawszymi obiektami tego typu. Można je obserwować dowolnym teleskopem, nawet o średnicy 70 mm, np Sky-Watcherem BK 707AZ2, lecz lepiej wyposażyć się w większy teleskop, na przykład Sky-Watcher BK 909 EQ2 z dołączonym napędem w jednej osi. Obiekty z katalogu Messiera, czyli M 27 i M57 pięknie prezentują swoją budowę już w lornetce o parametrach 10×56, czy 15×70, np Delta Optical Starlight, natomiast obiekty NGC w tak małych powiększeniach są widoczne jako niebieskawe gwiazdy, z powodu małej średnicy kątowej gdyż są 60-100x mniejsze od tarczy Księżyca. W teleskopie o średnicy 130 mm, np w BK 1309 EQ2, można dostrzec ich budowę, a w jeszcze większym Dobsonie 8″ zielono-niebieski kolor, co jest wyjątkowe wśród wszystkich obiektów astronomicznych spoza Układu Słonecznego.
Oto numer katalogowy, nazwa własna oraz gwiazdozbiór w jakim się znajduje dana mgławica
Źródło: DeltaskyMgławice refleksyjne Typ mgławicy, w której obłoki pyłu odbijają światło pobliskiej gwiazdy lub gwiazd. Promieniowanie pobliskiej gwiazdy lub gwiazd nie jest wystarczające do wywołania jonizacji gazu w mgławicy, jak to ma miejsce w mgławicach emisyjnych, ale jest wystarczające, aby dać odpowiednie rozproszenie, które uwidacznia pył. Stąd widma częstotliwości wykazywane przez mgławice refleksyjne są podobne do gwiazd, które je oświetlają. Pośród mikroskopowych cząsteczek odpowiedzialnych za rozproszenie znajdują się związki węgla (np. diamentowy kurz) oraz innych pierwiastków, a w szczególności żelaza i niklu. Związki tych dwóch ostatnich są często zgrupowane zgodnie z galaktycznym polem magnetycznym i powodują lekką polaryzację rozpraszanego światła (Kaler, 1998). Rozróżnienie pomiędzy tymi dwoma rodzajami mgławic zostało dokonane przez Edwina Hubble'a w 1922 roku.
Mgławice refleksyjne są miejscem, gdzie powstają gwiazdy. W 1922 roku Hubble opublikował wyniki swoich badań nad mgławicami jasnymi. Jedną z części tej pracy jest prawo jasności Hubble'a dla mgławic refleksyjnych, które wiąże rozmiary kątowe (R) mgławicy z widomą wielkością gwiazdową (m) powiązanej gwiazdy:
5 log(R) = -m + k
gdzie k jest stałą, która zależy od czułości pomiaru.
Mgławica emisyjna Wielka chmura (często o średnicy kilkuset lat świetlnych) świecącego gazu i plazmy. Mgławicami emisyjnymi mogą być obszary H II, gdzie duże ilości promieniowania ultrafioletowego emitują młode, gorące, niebieskie gwiazdy; oraz mgławice planetarne, gdzie umierająca gwiazda odrzuciwszy swoje zewnętrzne warstwy, odsłoniła jonizujące gaz jądro.
Obserwacje mgławic emisyjnych, występujących licznie poza Drogą Mleczną, są niezwykle istotne. Pozwalają między innymi określać odległości do sąsiednich galaktyk, oraz ich skład chemiczny.
Mgławice emisyjne często zawierają ciemniejsze obszary, czyniąc z nich obiekty bardzo ciekawe wizualnie. Przykładem jest Mgławica Ameryka Północna, w której kombinacja obszarów jasnych i ciemnych przypomina kontynent. Bywają też mgławice zbudowane zarówno z regionów emisyjnych, jak i refleksyjnych (również ciemnych). Takim obiektem jest np. Mgławica Trójlistna Koniczyna.
Pozostałość po supernowej
– mgławica powstała w końcowej fazie życia masywnej gwiazdy w wyniku wybuchu i odrzucenia zewnętrznej otoczki. Taką wybuchającą gwałtownie gwiazdę nazywamy supernową. W centralnej części tej mgławicy najczęściej znajduje się gwiazda neutronowa lub czarna dziura, powstała z jądra wybuchającej gwiazdy. Mgławice będące pozostałością po wybuchu supernowej są stosunkowo bogate w pierwiastki cięższe od żelaza, które powstają w końcowym etapie życia gwiazdy i podczas wybuchu. Wybuch umożliwia rozprzestrzenienie się tych pierwiastków w kosmosie. Materiał z odrzuconej otoczki porusza się z prędkościami rzędu 1% prędkości światła. Gdy zderza się on z materią ośrodka, powstaje fala uderzeniowa. Fala ta oddziałuje z materią międzygwiazdową, powodując wzrost temperatury gazu, który zaczyna świecić w zakresie rentgenowskim, a później radiowym. W falach uderzeniowych mogą być przyspieszane cząstki, będące źródłem promieniowania kosmicznego. Proces ten nosi nazwę przyspieszenia Fermiego, od nazwiska odkrywcy Enrico Fermiego. Po pewnym czasie po ustaniu ekspansji pozostałości po wybuchu supernowej, na skutek niejednorodności rozkładu masy, mogą stać się kolebką nowego pokolenia gwiazd.
Źródło:
Kosmosnews
Brak komentarzy:
Prześlij komentarz