Маглина

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на: содржини, барај
„Столбови на настанокот“ од маглината Орел
Емисионата маглина Триаголник (NGC 604)

Маглина (или небула, од лат. nebula = „облак“);[1] — меѓуѕвезден облак од прашина, водороден гас, хелиум и јонизирани гасови. Originally, маглина бил општ назив за секој раширен астрономски објект, вклучувајќи галаксии подалеку од Млечниот Пат (на пример, галаксијата Андромеда се нарекувала „маглина Андромеда“ пред Едвин Хабл да ги открие галаксиите). Маглините честопати обликуваат ѕвездообразбени области, како онаа во маглината Орел. Оваа маглина е претставена на една од најпознатите слики на НАСА насловена како „Столбови на настанокот“. Во овие области, прашината нечистотиите и другите материјали се спојуваат и образуваат поголеми маси, кои потоа привлекуваат уште материјал, за потоа да достигнат доволна големина за да станат ѕвезди. Се смета дека преостанатиот материјал образува планети и други објекти од планетерниот систем.

Историја[уреди]

Постои доказ дека Маите знаеле за маглини пред да биде измислен телескопот. Ова може да се види од еден мит во кој се зборува за еден предел на небото кај соѕвездието Орион каде има „размачкана дамка околу пламенот“.[1] a Околу 150 г, римскиот научник Птоломеј книгите VII и VIII на неговото дело „Алмагест“ завел пет ѕвезди што изгледаат магливо. Исто така забележал и област со магливост помеѓу соѕвездијата Голема Мечка и Лав на кои не им принадлежи ниедна ѕвезда.[2] Првата вистинска маглина, која не е ѕвездено јато, ја пронашол персискиот астроном Абдурахман ел-Суфи и ја споменува во неговото дело „Книга на неподвижните ѕвезди“ (964).[3] Тој забележал облаче кајшто се наоѓа галаксијата Андромеда.[4] Го завел ѕвезденото јато Омикрон Велорум како „маглива ѕвезда“ и други магливи објекти, како Брокиевото јато.[3] Суперновата SN 1054 што ја создала Раковидната Маглина е забележана од страна на арапските и кинеските астрономи во 1054 г.[5][6]

Од непознати причини, ел-Суфи не ја забележал маглината Орион, која е барем подеднакво видлива на небото како галаксијата Андромеда. На 26 ноември 1610, францускиот астроном Никола-Клод Фабри де Пејреск ја открил маглината Орион со телескоп. Оваа маглина ја забележал и Јохан Баптист Кисат во 1618. Меѓутоа маглината Орион е внимателно проучена дури во 1659 г. од страна на Кристијан Хејгенс, кој се сметал себеси за првиот што ја открил оваа магливост.[4]

Во 1715 г, Едмунд Халеј објавил список на шест маглини.[7] Во текот на XVIII бројот на откриени маглини постепено се зголемувал. Во 1746 Жан-Филип де Шезо составил список од 20 (вклучувајќи осум дотогаш непознати). Во 1751–53, Никола Луј де Лакај попишал 42 маглини од ‘Ртот на Добра Надеж, највеќето дотогаш непознати. Потоа Шарл Месје составил каталог од 103 маглини (1781), но со намера да ги избегне објектите што не се комети.[8]

Бројот на познати маглини во голема мера се збогатил со работата на Вилијам Хершел и неговата сестра Каролина Хершел, објавена во делото „Каталог на илјада нови маглини и ѕвездени јата“ (1786). Во 1789 е издаден уште еден каталог на илјада маглини, проследен од трет последен каталог од 510 маглини во 1802 г. Во поголемиот дел од неговиот работен век, Вилијам Хершел сметал дека овие маглини се само нераздвоени ѕвездени јата. Меѓутоа, во 1790 открил ѕвезда опкружена со магливост и заклучил дека ова е вистинска магливост, а не некое пооддалечено јато.[8]

Во 1864 Вилијам Хагинс почнал да ги испитува спектрите на околу 70 маглини и заклучил дека барем третина од нив имаат апсорпциони спектруми на гас. Останатите имале постојан спектар и затоа сметал дека се толпи од ѕвезди.[9][10] Во 1912 г. е додадена трета категорија, кога Весто Слајфер дека спектарот на една маглина околу ѕвездата Меропа одговара на спектрите на ѕвезденото јато Плејади. Така востановил дека маглината зрачела отсјај од други ѕвезди.[11]

Слајфер и Едвин Хабл продолжиле да собираат спектри на голем број дифузни маглини, и нашле 29 со спектри на зрачење и 33 со постојани спекари на ѕвездена светлина.[10] Во 1922 Хабл изјавил дека речиси сите маглини имаат придружна ѕвезда, и дека ѕвездите се одговорни за нивната светлина. Хабл открил и дека маглините со спектар на зрачење речиси секогаш имаат придружна ѕвезда со спектрална класификација од B1 или поголема топлина, додека пак маглините со постојани спектри имаат ѕвезди со пониска температура.[12] Хабл и Хенри Норис Расел заклучиле дек маглините што ги опкружуваат најврелите ѕвезди се преобразуваат на еден ист начин.[10]

Образување[уреди]

NGC 2024 - маглината Пламен

Many маглини или ѕвезди настануваат од гравитациски колапс на гасот во меѓуѕвездената материја. Материјалот се руши сам во себе, па во средиштето може да се образуваат големи ѕвезди. Нивното ултравиолетово зрачење го јонизира околниот гас, кој така станува видлив на оптичка бранова должина. Примери за ваков вид маглини се маглините Розета и Пеликан. Големината на овие маглини, познати како подрачја HII, варира во зависност од големината на првобитниот облак од гас. Ова се местата кајшто се јавува ѕвездообразбата. Образуваните ѕвезди понекогаш се нарекуваат младо лабаво јато.

Некои маглини се образуваат благодарение на експлозија на супернова, посмртен остаток од голема кратковечна ѕвезда. Материјалот што го исфрла експлозијата на суперновата се јонизира од енергијата и збиениот објект што може да го создаде. Еден од најдобрите примери за ваква маглина е Раковидната Маглина во соѕвездието Бик. Појавата на супернова забележана во 1054 г. и ја носи назнаката SN 1054. Цврстиот објект добиен по експлозијата е сместен во средиштето на маглината Рак и претставува неутронска ѕвезда.

Други маглини пак, можат да се јават во облик на планетарни маглини. Ова е последната фаза од животот на една ѕвезда со мала маса, како што нашето сонце. Ѕвездите со маса до 8-10 сончеви маси се претвораат во црвени џинови и постепено ги губат надворешните слоеви во текот на пулсирањата во нивните атмосфери. Кога ѕвездата ќе изгуби доволно материјал, температурата ѝ се накачува и ултравиолетовото зрачење што го испушта може да ја јонизира околната маглина што ја исфрлила. Маглината се состои од 97% водород и 3% хелиум со остаточни примеси. Главна цел во оваа фаза е да се постигне рамнотежа.



Видови маглини[уреди]

Класични видови[уреди]

Маглините се делат на четири главни групи (ѕвезди). Порано се сметало дека галаксиите и збиените јата се други видови маглини. Спиралниот состав на галаксиите се образложувал со спирални маглини.

  • Подрачјата H II, каде спаѓаат дифузните маглини, светлите маглини и отсјајните маглини.
  • Планетарни маглини
  • Остаток од супернова
  • Темна маглина

Оваа класификација не ги опфаќа сите познати облаковидни состави. Еден пример е Хербиг–Хароовиот објект.

Дифузни маглини[уреди]

Маглината Омега - пример за емисиона маглина.
Маглината Коњска Глава - пример за темна маглина.

Дифузните маглини близу ѕвездите се пример за отсјајни маглини.

Највеќето маглини се дифузни маглини, што значи дека се раширени и немаат добро утврдени граници.[13] На видливо светло, овие маглини се делат на емисиони и отсјајни маглини - поделба која зависи од тоа како е создадена светлоста што ја гледаме. Емисионите маглини содржат јонизиран гас (претежно јонизиран водород) што прави зрачење од спектрална линија.[14] Овие емисиони маглини честопати се нарекуваат подрачје HII. Поимот „HII“ во стручната астрономија означува јонизиран водород. За разлика од емисионите маглини, отсјајните маглини не оддаваат видлива светлина самите по себе, туку само прават отсјај на околните ѕвезди.[14]

Темните маглини се слични на дифузните маглини, но е се гледаат благодарение на оддадената или одбиената светлина, туку како темни облаци испречени пред пооддалечените ѕвезди или емисиони маглини.[14]

Иако овие маглини изгледаат поинаку на оптичка бранова должина, сите тие зрачат силна светлина на инфрацрвена бранова должина. Ова доаѓа главно од прашина во маглините.[14]

Планетарни маглини[уреди]

Маглината Мачкино Око - пример за планетарна маглина.

Планетарните маглини се маглини кои настануваат од гасните обвивки што се исфрлаат ѕвезди со асимптотни џиновски краци при нивната преобразба во бели џуџиња.[14] Овие маглини се емисиони маглини со спектрално зрачење што е слично на зрачењето на маглините што ги наоѓаме во областите на ѕвездообразба.[14] Технички, тие се област HII бидејќи најголемиот дел од водородот ќе се јонизира. Меѓутоа, планетарните маглини се погусти и поцврсти од емисионите маглини во ѕвездообразбените области.[14] Планетарните маглини се нарекуваат така поради тоа што астрономите што ги откриле сметале дека личат на дискови на планети. Се смета дека нашето сонце ќе стане вакво 12 милијарди години по неговото образување.[15]

Претпланетарна маглина[уреди]

Crystal Clear app xmag.svg Главна статија: „Протопланетарна маглина.

Претпланетарната (протоплентарна) маглина е астрономски објект кој е во краткотрајна фаза во брзиот развој на една ѕвезда, помеѓу доцната фаза на асимптотен џиновски крак (АЏО) и фазата на планетарна маглина.[16] Во текот на фазата на АЏО, ѕвездата трпи загуба на маса, зрачејќи обвивка од водород. Со крајот на оваа фаза, ѕвездата станува претпланетарна маглина.

Претпланетарната маглина добива енергија од средишната ѕвезда, почнува да оддава силно инфрацрвено зрачење и станува отсјајна маглина. Коламинираните ѕвездени ветрови од средишната ѕвезда ја обликуваат обвивката во оскино-симетричен облик, истовремено предизвикувајќи брз молекуларен ветер.[17] Точниот момент кога претпланетарната маглина станува планетарна зависи од температурата на средишната ѕвезда. Кога таа ќе достигне 30.000 K, веќе може да го јонизира околниот гас.[18]

Остатоци од супернови[уреди]

Суперновата се јавува кога ќе дотрае една ѕвезда со голема маса. Кога нуклеарната фузија во јадрото ќе запре, ѕвездата се руши. Гасот што паѓа навнатре или се одбива, или толку силно се загрева, што се шири нанадвор од јадрото, и со тоа предизвикува експлозија на ѕвездата.[14] Оваа гасна обвивка се шири и образува остаток од супернова, која е посебна дифузна маглина.[14] Иако изворот на добар дел од оптичкото и Рентгенското зрачење на остатокот од суперновата е јонизиран гас, големо количество на брановото зрачење доаѓа од нетоплотно зрачење наречено синхротроно зрачење.[14] Ова зрачење доаѓа од електрони со голема брзина што треперат во магнетни полиња.

Позначајни маглини[уреди]

Каталози на маглини
Останато

Наводи[уреди]

  1. Krupp, Edward C. (1999), Igniting the Hearth, Sky & Telescope (February): 94
  2. Kunitzsch, P. (1987). „A Medieval Reference to the Andromeda Nebula“. „Messenger“ 49: 42–43. Bibcode1987Msngr..49...42K. http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.49-sep87/messenger-no49-42-43.pdf. конс. 31 октомври 2009. 
  3. 3,0 3,1 Kenneth Glyn Jones (1991). „Messier's nabulae and star clusters“. Cambridge University Press. стр. 1. ISBN 0521370795 
  4. 4,0 4,1 Harrison, T. G. (март 1984). „The Orion Nebula — where in History is it“. „Royal Astronomical Society Quarterly Journal“ 25 (1): 70–73. Bibcode1984QJRAS..25...65H. 
  5. Lundmark K. (1921), Suspected New Stars Recorded in Old Chronicles and Among Recent Meridian Observations'', Publications of the Astronomical Society of the Pacific, том 33, стр 225
  6. Mayall N.U. (1939), The Crab Nebula, a Probable Supernova, Astronomical Society of the Pacific Leaflets, том 3, стр. 145
  7. Halley, E. (1714–16). „An account of several nebulae or lucid spots like clouds, lately discovered among the fixt stars by help of the telescope“. „Philosophical Transactions“ XXXIX: 390–2. 
  8. 8,0 8,1 Hoskin, Michael (2005). „Unfinished Business: William Herschel’s Sweeps for Nebulae“. „History of Science“ 43: 305–320. Bibcode2005HisSc..43..305H. 
  9. Watts, William Marshall; Huggins, Sir William; Lady Huggins (1904). „An introduction to the study of spectrum analysis“. Longmans, Green, and co.. стр. 84–85. http://books.google.com/?id=sZQIAAAAIAAJ. конс. 31 октомври 2009. 
  10. 10,0 10,1 10,2 Struve, Otto (1937). „Recent Progress in the Study of Reflection Nebulae“. „Popular Astronomy“ 45: 9–22. Bibcode1937PA.....45....9S. 
  11. Slipher, V. M. (1912). „On the spectrum of the nebula in the Pleiades“. „Lowell Observatory Bulletin“ 1: 26–27. Bibcode1912LowOB...2...26S. 
  12. Hubble, E. P. (декември 1922). „The source of luminosity in galactic nebulae.“. „Astrophysical Journal“ 56: 400–438. doi:10.1086/142713. Bibcode1922ApJ....56..400H. 
  13. „The Messier Catalog: Diffuse Nebulae“. University of Illinois SEDS. http://seds.lpl.arizona.edu/messier/diffuse.html. конс. 12 јуни 2007. 
  14. 14,0 14,1 14,2 14,3 14,4 14,5 14,6 14,7 14,8 14,9 F. H. Shu (1982). „The Physical Universe“. Mill Valley, California: University Science Books. ISBN 0-935702-05-9. 
  15. E. Chaisson, S. McMillan (1995). „Astronomy: a beginner's guide to the universe“ (II издание). Upper Saddle River, New Jersey: Prentice-Hall. ISBN 0-13-733916-X. 
  16. R. Sahai, C. Sánchez Contreras, M. Morris (2005). „A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024+0044“. „Astrophysical Journal“ 620: 948–960. doi:10.1086/426469. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...620..948S. 
  17. Davis, C. J.; Smith, M. D.; Gledhill, T. M.; Varricatt, W. P. (2005). „Near-infrared echelle spectroscopy of protoplanetary nebulae: probing the fast wind in H2“. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society“ 360 (1): 104–118. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2005MNRAS.360..104D. 
  18. Volk, Kevin M.; Kwok, Sun (1 јули 1989). „Evolution of protoplanetary nebulae“. „Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X)“ 342: 345–363. doi:10.1086/167597. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1989ApJ...342..345V. 

Надворешни врски[уреди]

Македонски[уреди]

Англиски[уреди]