Галактические туманности
Галакти́ческие тума́нности, области газово-пылевой межзвёздной среды Галактики, которые выделяются на небе как светлые пятна неровной формы (светлые диффузные туманности) или тёмные пятна небольшого углового размера на более светлом фоне (тёмные галактические туманности). Размеры галактических туманностей лежат в широких пределах – от долей светового года до сотен световых лет. Их природа различна.
Открытие туманностей связано с началом телескопических наблюдений. Наиболее заметная светлая галактическая туманность – туманность Ориона (рис. 1) – впервые была обнаружена ещё в 1610 г. Н. де Пейреском и позднее, в 1659 г., детально описана Х. Гюйгенсом. Её можно видеть даже в бинокль как небольшое слабо светящееся облачко в созвездии Орион. Для наблюдения других светлых галактических туманностей необходимы телескопы. К концу 18 в. число открытых туманностей превысило сотню. Однако, поскольку природа туманностей была неизвестна, к ним относили любые наблюдаемые на небе пятна, которые, в отличие от комет, остаются неподвижными на звёздном фоне. 
Рис. 1. Туманность Ориона – эмиссионная туманность, расположенная в созвездии Орион на расстоянии около 1300–1600 световых лет от Земли и являющаяся областью активного звездообразования. Фото: космический телескоп «Хаббл».Только с началом спектральных наблюдений (вторая половина 19 в.) выяснилось, что природа туманностей разная: часть туманностей имеет спектр, похожий на спектр звёзд (линии поглощения на фоне непрерывного спектра излучения), а часть – спектр излучения газа (содержащий линии излучения). В настоящее время к туманностям относят только газовые (газово-пылевые) образования, поскольку абсолютное большинство туманностей со звёздным спектром оказались далёкими звёздными скоплениями нашей Галактики или другими галактиками. Однако, по исторической традиции, ближайшие галактики сохранили название «туманности» (например, Туманность Андромеды).
Светлые галактические туманности делятся на два типа: эмиссионные и отражательные. Наиболее часто встречающийся тип эмиссионных туманностей – это области межзвёздной газово-пылевой среды, в которых самый распространённый в природе газ – водород – ионизован жёстким ультрафиолетовым (УФ) излучением. Длина волны излучения, способного ионизовать водород, должна быть меньше 91,2 нм. Его источником являются горячие массивные звёзды, обладающие высокой светимостью в УФ-диапазоне спектра (в основном звёзды спектрального класса О). Такие туманности обычно называют областями ионизованного водорода (областями HII). Другие химические элементы, входящие в состав туманности, при этом могут оставаться нейтральными или частично ионизованными. Самые яркие линии излучения в спектрах областей HII принадлежат водороду, однократно и двукратно ионизованному кислороду, а также ионам серы и азота. Области HII излучают и в инфракрасном, и в радиодиапазоне – как облака нагретого газа. Концентрация атомов газа в областях HII обычно находится в пределах 10–100 атомов/см3, а температура газа составляет 8–10 тыс. К. Под действием давления нагретого газа области HII медленно расширяются, уменьшая свою плотность. Зоны HII являются индикаторами происходящего звездообразования, поскольку связаны с массивными короткоживущими звёздами: через несколько миллионов лет после образования таких звёзд их светимость в УФ-области спектра быстро падает, и они перестают вызывать свечение больших масс газа.
К числу эмиссионных туманностей относятся также расширяющиеся оболочки горячего газа, возникшие в результате взрывов звёзд (остатки вспышек сверхновых и новых звёзд) или при сбросе газа стареющими звёздами – красными гигантами (планетарные туманности) или звёздами типа Вольфа – Райе.
Рис. 2. Крабовидная туманность – остаток вспышки сверхновой звезды, которая наблюдалась на Земле в 1054 г. Расположена в созвездии Телец на расстоянии около 6,5 тыс. световых лет от Земли. В центре туманности находится нейтронная звезда (пульсар), в которую превратилось сжавшееся ядро родительской звезды. Фото: космический телескоп «Хаббл».Остатки вспышек сверхновых звёзд представляют собой светлые туманности, часто со сложной волокнистой структурой, образованные газом взорвавшейся звезды и межзвёздным газом, «сгребаемым» при расширении туманности. Оптическое свечение газа связано с прохождением через него фронта ударной волны, возникшей при взрыве звезды. Скорости расширения у молодых остатков сверхновых могут составлять несколько тысяч километров в секунду. Через десятки тысяч лет после взрыва скорость расширения падает и туманности постепенно остывают. В отличие от обычных зон ионизованного водорода, туманности, образованные взрывом сверхновых, содержат внутри себя очень горячий газ с температурой около миллиона кельвинов, который излучает в рентгеновском диапазоне спектра. Другой особенностью таких туманностей является их радиоизлучение, связанное с движением высокоэнергичных электронов в магнитных полях туманности (синхротронное радиоизлучение). В центральной области туманности может наблюдаться остаток взорвавшейся звезды – нейтронная звезда. Наиболее известным примером расширяющегося остатка сверхновой является Крабовидная Туманность (рис. 2) в созвездии Телец. Её связывают со взрывом сверхновой, наблюдавшейся в 11 в., хотя открыта она была только в 18 в. Нейтронная звезда-пульсар в центре туманности была обнаружена как источник импульсного радиоизлучения в 1968 г.
Небольшие светлые туманности, расширяющиеся со скоростями в сотни километров в секунду, образуются также и после взрывов новых звёзд, но по своим размерам, массам и заключённой в них энергии они на много порядков уступают остаткам сверхновых звёзд.
Рис. 3. Планетарная туманность NGC 6818, расположенная в созвездии Стрелец на расстоянии около 6 тыс. световых лет от Земли. Фото: космический телескоп «Хаббл».Планетарные туманности (рис. 3) образуются при сбросе части своего вещества стареющими звёздами с массами от одной до нескольких масс Солнца. Их известно несколько тысяч в нашей Галактике. Своё название планетарные туманности получили из-за сходства (по видимому размеру) с размытыми изображениями дисков далёких планет, какими они видны в небольшие телескопы. В планетарных туманностях светящийся газ ионизован очень горячим остатком породившей их звезды, сбросившей свои внешние слои и оголившей, таким образом, более глубокие и горячие слои. Температура газа в планетарных туманностях несколько выше, чем в областях HII вокруг массивных звёзд, в их спектрах усилены линии излучения ионов кислорода и серы. Характерная масса планетарных туманностей невелика – несколько десятых долей массы Солнца. Эти туманности более плотные и компактные, чем светлые туманности других типов, и они расширяются со скоростью несколько десятков километров в секунду под действием давления горячего газа. Часто планетарные туманности имеют внутреннюю структуру, а их форма бывает далека от сферической, что связано со сложным характером движения газа. Через несколько десятков тысяч лет после образования планетарные туманности блёкнут и исчезают. Самая яркая и близкая к нам планетарная туманность – туманность Улитка в созвездии Водолей, открытая в 1824 г.
Отдельный тип туманностей, также связанных со сбросом вещества звёздами, представляют туманности вокруг звёзд типа Вольфа – Райе. Это очень массивные звезды, которые за счёт звёздного ветра интенсивно теряют своё вещество, разлетающееся со скоростью порядка 1000 км/с. Его взаимодействие с окружающим межзвёздным газом приводит к появлению расширяющихся светлых туманностей, как правило кольцеобразной формы, в которых газ нагрет ударной волной.
Другой тип светлых туманностей – это отражательные галактические туманности. Так называют области межзвёздной среды, которые выглядят светлыми благодаря рассеянию света близких к ним звёзд мелкими пылинками, всегда присутствующими в межзвёздном газе. Спектр этих туманностей содержит не линии излучения, как у светлых туманностей других типов, а звёздные спектральные линии поглощения на фоне непрерывного спектра. Примером могут служить отражательные туманности вокруг ярких звёзд в скоплении Плеяды.
Рис. 4. Туманность Конская Голова – тёмная туманность на фоне светлой эмиссионной туманности IC 434. Расположена в созвездии Орион на расстоянии около 1,4–1,5 тыс. световых лет от Земли. Фото: телескоп VLT (Европейская южная обсерватория).Тёмные галактические туманности (рис. 4), в отличие от светлых, не излучают в видимой области спектра, имеют, как правило, размытые границы и представляют собой малопрозрачные или совсем не прозрачные для оптического излучения облака холодного газа с температурой 10–50 К, вблизи которых нет звёзд, способных ионизовать газ. Они часто имеют причудливую, иногда сильно вытянутую форму. Наиболее крупные тёмные туманности видны невооружённым глазом как тёмные пятна на фоне светлой полосы Млечного Пути. Газ в тёмных галактических туманностях на несколько порядков плотнее, чем в окружающей их среде. Благодаря этому смешанная с газом пыль делает туманности непрозрачными для видимого света, что и объясняет их тёмный вид на фоне светлых галактических туманностей или областей, богатых звёздами. Собственное излучение тёмных галактических туманностей наблюдается только в далёкой инфракрасной (ИК) области спектра с длиной волны в десятки и сотни микрометров. Это тепловое излучение пылинок, нагретых до температуры в несколько десятков кельвинов излучением звёзд, которое поглощается пылью. Холодный газ туманности также излучает, но только в ИК- и радиолиниях, принадлежащих в основном различным химическим соединениям. Вещество, из которого состоят тёмные туманности, – это молекулярный газ (в основном Н2) и атомарный гелий. Самыми распространёнными (после молекул водорода) являются молекулы угарного газа (СО), но присутствуют и другие молекулы, в том числе многоатомные и органические. Небольшие изолированные тёмные туманности округлой формы называют глобулами. Их масса в большинстве случаев составляет несколько масс Солнца, а размер – порядка светового года. В наиболее плотных и массивных глобулах могут зарождаться звёзды. Тёмные туманности небольшого размера часто находятся внутри светлых туманностей. В этом случае их образование может быть результатом сжатия отдельных уплотнений газово-пылевой среды горячим ионизованным газом, который их окружает.
Бо́льшая часть галактических туманностей наблюдается вблизи или внутри полосы Млечного Пути, поскольку они концентрируются к плоскости Галактики. Светлые и тёмные галактические туманности часто находятся рядом друг с другом и могут входить в состав одних и тех же газово-пылевых комплексов – всё зависит от наличия или отсутствия источников энергии, вызывающих свечение окружающей среды.