Эмиссионная туманность NGC 2174. Снимок космического телескопа «Хаббл».
Самая известная из таких туманностей — Большая туманность Ориона (М 42). На темном небе она хорошо различима даже невооруженным глазом, и много интересных деталей в ней видно даже в небольшие инструменты. Правда, и в случае с эмиссионными туманностями больше повезло Южному полушарию: самая яркая из них — Туманность Киля, или NGC 3372, видна именно там.
Планетарные туманности
Состоят из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды — белого карлика. Название этому типу туманностей дал Вильям Гершель, посчитав, что они похожи по внешнему виду на диски планет. Действительно, планетарные туманности часто имеют округлую форму с довольно четкими краями. Однако впоследствии обнаружилось много объектов такого типа, совсем не похожих на диск; сейчас считается, что правильную округлую форму имеет лишь пятая часть планетарных туманностей. Остальные могут иметь весьма разнообразные формы — форму кольца или симметрично вытянутые (так называемые биполярные туманности). Внутри них заметна тонкая структура в виде струй, спиралей. Общее у всех планетарных туманностей — происхождение. Все они являются сброшенными оболочками звезд на поздней стадии их эволюции, обычно это красные гиганты и сверхгиганты. Оголенное ядро звезды становится белым карликом. Планетарные туманности «живут» недолго по звездным меркам — всего десятки тысяч лет. Они быстро расширяются и в итоге рассеиваются в пространстве. Такая судьба, согласно расчетам, ожидает в будущем и наше Солнце.
Самые яркие на земном небе планетарные туманности — это Улитка (NGC 7293) в созвездии Водолея и Гантель (М27) в созвездии Лисички. Их можно найти уже в бинокль, хотя детали их лучше изучать в телескоп с большой апертурой.
Туманности, созданные ударными волнами
Многие туманности созданы ударными волнами, приводящими к движению межзвездного вещества со сверхзвуковыми скоростями. Выбрасываемое вещество имеет скорости порядка сотен и тысяч км/с, поэтому температура газа за фронтом ударной волны может достигать многих миллионов градусов.
Основными источниками ударных волн во Вселенной служат явления, известные как вспышки новых и сверхновых, при которых звезда сбрасывает свою оболочку, а также звезды с сильнейшим звездным ветром, то есть мощным истечением вещества из недр. Во всех этих случаях ударная волна распространяется вокруг точечного источника выброса — звезды, а расширяющаяся туманность имеет форму, близкую к сферической. Как правило, такие туманности весьма недолговечны и прекращают свое существование, когда кинетическая энергия движущегося газа сходит на нет.
Самые мощные ударные волны образуются при взрыве сверхновой. Это заключительная стадия эволюции массивных звезд. Пока идут термоядерные реакции, их энергия не дает веществу звезды сжаться, но, когда звезда, исчерпав своё топливо, прекращает производство термоядерной энергии, происходит коллапс звезды под действием силы собственной гравитации — она «схлопывается внутрь себя» и превращается в нейтронную звезду или чёрную дыру.
Сверхновой может стать и белый карлик — сверхплотное ядро менее массивной звезды, когда-то тоже сбросившей свою оболочку. Если он находится в двойной системе, его мощная гравитация может «перетягивать» к нему вещество звезды-компаньона (это явление называется аккрецией), в результате чего он достигает критической массы и становится сверхновой в термоядерной вспышке.
Самая известная туманность — остаток Сверхновой — это Крабовидная туманность (М1) в созвездии Тельца. Она молода — вспышку наблюдали в Древнем Китае в 1054 году. Туманность имеет блеск 8 величины и доступна любительским инструментам.
Любителям астрономии хорошо известна также Туманность Вуаль (другие названия — Петля или Рыбачья Сеть) — огромный и относительно тусклый остаток сверхновой в созвездии Лебедя. Звезда взорвалась примерно 5000–8000 лет назад, и за это время туманность покрыла на небе область в 3 градуса. Расстояние до неё оценивается в 1400 световых лет. Эта туманность была открыта 5 сентября 1784 года Уильямом Гершелем. Туманность настолько велика, что её части считаются отдельными туманностями и имеют собственные названия. Визуально ее наблюдать трудно, но на фотографиях можно добиться очень эффектного зрелища.
От сверхновой нужно отличать вспышку новой звезды. Вообще, названия этих астрономических явлений довольно архаичны и по сути не корректны, потому что на самом деле это не рождение нового светила, а скорее наоборот — одна из стадий «умирания» звезды. Но тысячи лет люди видели вспышки таких звезд именно как «новые», появившиеся из «ниоткуда» светила. В «никуда» же они и исчезали — через несколько дней, недель или месяцев… Это тесные двойные звезды, в которых один компаньон — обычная звезда, а другой — белый карлик, то есть фактически — мертвое ядро звезды, сбросившее верхнюю оболочку, чрезвычайно плотное (при массе порядка солнечной диаметр его не больше Земли). Термоядерные реакции, происходящие в обычных звездах, в нем уже не идут. Но с близкой звезды-компаньона к нему перетекает часть ее вещества (выше уже было сказано, что такой процесс называется аккрецией). Когда накопленное вещество достигает критический массы, в недрах белого карлика запускаются термоядерные реакции, происходит взрыв, и накопленная газовая оболочка сбрасывается, уносясь в космическое пространство. Обе звезды, тем не менее, остаются целы, и процесс аккреции после взрыва начинается снова. Таким образом, одна и та же звезда может много раз вспыхивать как новая, вопрос только в периодичности. Чем меньше мощность вспышки, тем меньше период. Классические новые, увеличивающие свой блеск в среднем на 12 звездных величин, должны иметь периоды порядка тысячи лет.
Ударные волны, а следовательно, и туманности, возникающие при вспышке новых звезд, значительно слабее и живут более короткое время, чем остатки вспышек сверхновых.
Ударные волны возникают и у звезд с мощным звездным ветром, и в областях звездообразования. Во многих известных крупных туманностях (например, в туманности Ориона) к образованию различных их частей «приложили руку» разные процессы.
17. Переменные звезды, новые и сверхновые
Если говорить строго, то блеск каждой звезды со временем претерпевает изменения. Даже наше Солнце в течение своего 11-летнего цикла активности немного изменяет количество излучаемой им энергии, которое можно оценить как изменение его яркости — примерно на 0,001 звездной величины.
