Mlhovina je opravdu úžasná věc. Pojmenované po latinském slově „cloud“ nejsou mlhoviny jen masivní mraky prachu, vodíku a plynu helia a plazmy; často jsou to také „hvězdné školky“ - tj. místo, kde se rodí hvězdy. A po staletí byly vzdálené galaxie často mylně považovány za tyto obrovské mraky.
Bohužel, takové popisy stěží poškrábají povrch toho, co jsou mlhoviny a jaký má význam. Mezi jejich formačním procesem, jejich rolí ve hvězdné a planetární formaci a jejich rozmanitostí poskytovaly mlhoviny lidstvu nekonečné intriky a objevy.
Vědci a astronomové si již nějakou dobu uvědomují, že vesmír není ve skutečnosti absolutním vakuem. Ve skutečnosti se skládá z částic plynu a prachu známých společně jako mezihvězdné médium (ISM). Přibližně 99% ISM je složeno z plynu, zatímco asi 75% jeho hmotnosti má formu vodíku a zbývajících 25% jako hélium.
Mezihvězdný plyn sestává částečně z neutrálních atomů a molekul, jakož i nabitých částic (také známých jako plazma), jako jsou ionty a elektrony. Tento plyn je velmi zředěný, s průměrnou hustotou asi 1 atom na krychlový centimetr. Naproti tomu zemská atmosféra má hustotu přibližně 30 kvintilionů molekul na krychlový centimetr (3,0 x 10)19 na cm3) na hladině moře.
I když je mezihvězdný plyn velmi rozptýlený, množství hmoty se sčítá na obrovské vzdálenosti mezi hvězdami. A nakonec, a s dostatečnou gravitační přitažlivostí mezi mraky, se tato záležitost může spojit a zhroutit za vzniku hvězd a planetárních systémů.
Formace mlhoviny:
V podstatě se mlhovina vytvoří, když části mezihvězdného média podstoupí gravitační kolaps. Vzájemná gravitační přitažlivost způsobuje shlukování hmoty a vytváření oblastí s větší a větší hustotou. Z toho se mohou ve středu kolabujícího materiálu tvořit hvězdy, které ultrafialové ionizující záření způsobuje, že okolní plyn je viditelný na optických vlnových délkách.
Většina mlhovin má obrovskou velikost a měří až stovky světelných let v průměru. Ačkoli hustší než prostor kolem nich, většina mlhovin je mnohem méně hustá než jakékoli vakuum vytvořené v pozemském prostředí. Ve skutečnosti by mlhovinový mrak, který měl podobnou velikost jako Země, byl jen tak hmotný, že jeho hmotnost by byla jen několik kilogramů.
Klasifikace mlhovin:
Hvězdné objekty, které lze nazvat mlhovinou, přicházejí do čtyř hlavních tříd. Většina spadá do kategorie Difuzní mlhoviny, což znamená, že nemají dobře definované hranice. Ty lze rozdělit do dvou dalších kategorií na základě jejich chování s viditelným světlem - „emisní mlhoviny“ a „odrazové mlhoviny“.
Emisní mlhoviny jsou ty, které emitují záření spektrální čáry z ionizovaného plynu a často se nazývají oblasti HII, protože jsou do velké míry složeny z ionizovaného vodíku. Naproti tomu mlhoviny Reflection nevyzařují významné množství viditelného světla, ale jsou stále světelné, protože odrážejí světlo od blízkých hvězd.
Existují také tzv Temné mlhoviny, neprůhledné mraky, které nevyzařují viditelné záření a nejsou osvětleny hvězdami, ale blokují světlo ze světelných objektů za nimi. Stejně jako emisní a odrazové mlhoviny jsou temné mlhoviny zdrojem infračervených emisí, hlavně kvůli přítomnosti prachu v nich.
Některé mlhoviny jsou tvořeny v důsledku výbuchů supernovy, a jsou proto klasifikovány jako Supernova zbytkové mlhoviny. V tomto případě zažijí hvězdy s krátkou životností implozi ve svých jádrech a sfouknou své vnější vrstvy. Tato exploze zanechává pozůstatek ve formě kompaktního objektu - tj. Neutronové hvězdy - a oblaku plynu a prachu, který je ionizován energií exploze.
Ostatní mlhoviny se mohou tvořit jako Planetární mlhoviny, což znamená, že hvězda s nízkou hmotností vstupuje do konečné fáze svého života. V tomto scénáři hvězdy vstupují do fáze červeného obra a pomalu ztrácí své vnější vrstvy díky zábleskům helia v jejich interiéru. Když hvězda ztratila dostatek materiálu, její teplota se zvyšuje a UV záření, které vydává, ionizuje okolní materiál, který vyhodil.
Tato třída také obsahuje podtřídu známou jako Protoplanetary Nebulae (PPN), která se vztahuje na astronomické objekty, které zažívají krátkotrvající epizodu ve vývoji hvězdy. Toto je rychlá fáze, která probíhá mezi fází pozdní asymptotické obří větve (LAGB) a následující fází planetární mlhoviny (PN).
Během fáze asymptotické obří větve (AGB) dochází k hromadné ztrátě, která vydává kruhovou vrstvu vodíkového plynu. Když tato fáze skončí, hvězda vstoupí do fáze PPN, kde je pod napětím centrální hvězdy, což způsobí, že bude emitovat silné infračervené záření a stane se odrazovou mlhovinou. Fáze PPN pokračuje, dokud centrální hvězda nedosáhne teploty 30 000 K, poté je dostatečně horká, aby ionizovala okolní plyn.
Historie pozorování mlhoviny:
Během noční antiky a středověku si astronomové všimli mnoha mlhavých předmětů na noční obloze. První zaznamenané pozorování se uskutečnilo v roce 150 nl, když Ptolemy zaznamenal přítomnost pěti hvězd v Almagast to se v jeho knize zdálo mlhavé. Také si všiml oblasti jasnosti mezi souhvězdími Ursa Major a Leo, která nebyla spojena s žádnou pozorovatelnou hvězdou.
V jeho Kniha pevných hvězd, psaný v 964 CE, perský astronom Abd al-Rahman al-Sufi dělal první pozorování skutečné mlhoviny. Podle pozorování al-Sufiho byl „malý mrak“ patrný v části noční oblohy, kde je nyní známo, že se nachází galaxie Andromeda. Také katalogizoval další mlhavé předměty, jako je Omicron Velorum a Brocchi's Cluster.
4. července 1054 byla pro astronomy na Zemi viditelná supernova, která vytvořila Krabí mlhovinu (SN 1054), a byla zaznamenána pozorování arabských a čínských astronomů. Zatímco existují neoficiální důkazy o tom, že supernovy viděly jiné civilizace, nebyly zaznamenány žádné záznamy.
17. stoletím vylepšení dalekohledů vedla k prvním potvrzeným pozorováním mlhovin. Začalo to v roce 1610, kdy francouzský astronom Nicolas-Claude Fabri de Peiresc poprvé zaznamenal pozorování mlhoviny Orion. V roce 1618 mlhovinu pozoroval i švýcarský astronom Johann Baptist Cysat; a 1659, Christiaan Huygens dělal první detailní studii toho.
V 18. století se počet pozorovaných mlhovin začal zvyšovat a astronomové začali sestavovat seznamy. V roce 1715 vydal Edmund Halley seznam šesti mlhovin - M11, M13, M22, M31, M42 a globulární klastr Omega Centauri (NGC 5139) - ve svém „Popis několika mlhovin nebo průhledných míst, jako jsou mraky, nedávno objevený mezi pevnými hvězdami pomocí dalekohledu. “
V roce 1746 sestavil francouzský astronom Jean-Philippe de Cheseaux seznam 20 mlhovin, včetně osmi, které dosud nebyly známy. Mezi lety 1751 a 53 Nicolas Louis de Lacaille katalogizoval 42 mlhovin z mysu Dobré naděje, z nichž většina dříve nebyla známa. A v roce 1781 sestavil Charles Messier svůj katalog 103 „mlhovin“ (nyní nazývaných Messierovy objekty), i když některé byly galaxiemi a kometami.
Počet pozorovaných a katalogizovaných mlhovin se díky úsilí Williama Herschela a jeho sestry Caroline značně rozšířil. V roce 1786 dva vydali své Katalog tisíce nových mlhovin a hvězdokup, který byl následován v letech 1786 a 1802 druhým a třetím katalogem. V té době Herschel věřil, že tyto mlhoviny jsou pouze nevyřešenými hvězdokupy, víru, kterou by změnil v roce 1790, když pozoroval skutečnou mlhovinu obklopující vzdálenou hvězdu.
Začátkem roku 1864 začal anglický astronom William Huggins rozlišovat mlhoviny na základě jejich spektra. Zhruba jedna třetina z nich měla emisní spektrum plynu (tj. Emisní mlhoviny), zatímco zbytek vykazoval spojité spektrum, konzistentní s hmotou hvězd (tj. Planetární mlhoviny).
V roce 1912 přidal americký astronom Vesto Slipher podkategorii Reflexní mlhoviny poté, co pozoroval, jak mlhovina obklopující hvězdu odpovídá spektram otevřeného uskupení Plejád. V roce 1922 a v rámci „Velké debaty“ o povaze spirálních mlhovin a velikosti vesmíru se ukázalo, že mnoho z dříve pozorovaných mlhovin jsou ve skutečnosti vzdálené spirální galaxie.
V témže roce Edwin Hubble oznámil, že téměř všechny mlhoviny jsou spojeny s hvězdami a že jejich osvětlení pochází z hvězdného světla. Od té doby počet pravých mlhovin (na rozdíl od hvězdokup a vzdálených galaxií) výrazně vzrostl a jejich klasifikace byla zdokonalena díky zdokonalením v pozorovacím vybavení a spektroskopii.
Stručně řečeno, mlhoviny nejsou pouze počátečním bodem hvězdného vývoje, ale mohou být také koncovým bodem. A mezi všemi hvězdnými systémy, které zaplňují naši galaxii a náš vesmír, se určitě najdou mlhavé mraky a masy, které čekají, až porodí čistou generaci hvězd!
Napsali jsme mnoho zajímavých článků o mlhovinách zde ve Space Magazine. Tady je jedna o Krabské mlhovině, Orlové mlhovině, Orionové mlhovině, Pelikánské mlhovině, Prstencové mlhovině a Růžici mlhovině.
Informace o tom, jak se hvězdy a planety rodí z Nebulae, najdete zde Teorie mlhoviny, kde se hvězdy rodí? a jak vznikla sluneční soustava?
Máme také komplexní katalog objektů Messier Objects zde ve Space Magazine. A pro více informací, podívejte se na tyto stránky z NASA - Astronomický snímek dne a prsten drží jemnou květinu
Unavené oči? Nechte své uši, aby vám pomohly naučit se změnu. Zde jsou některé epizody z obsazení Astronomy Cast, které by mohly vyhovovat vašemu vkusu: Slunce, Skvrny a Vše a Měsíce a Drakeova rovnice, Hvězdy v prázdnotě a Kroužky kolem hvězd.
