Отражательная туманность
В астрономии , отражательные туманности — это облака межзвездной пыли которые могут отражать свет близлежащей звезды или звезд. Энергии близлежащих звезд недостаточно, чтобы ионизировать газ туманности и создать эмиссионную туманность , но достаточно, чтобы дать достаточное рассеяние , чтобы пыль стала видимой. Таким образом, частотный спектр отражательных туманностей подобен спектру светящихся звезд. Среди микроскопических частиц, ответственных за рассеяние, есть соединения углерода (например, алмазная пыль) и соединения других элементов, таких как железо и никель. Последние два часто ориентированы на галактическое магнитное поле рассеянного света и вызывают легкую поляризацию . [1]
Открытие
[ редактировать ]
Анализируя спектр туманности, связанной со звездой Меропой в Плеядах , Весто Слайфер в 1912 году пришел к выводу, что источником ее света, скорее всего, является сама звезда, и что туманность отражает свет звезды (и свет звезды Альциона ). . [3] Расчеты Эйнара Герцшпрунга, проведенные в 1913 году, подтверждают эту гипотезу. [4] Эдвин Хаббл провел дальнейшее различие между эмиссионными и отражательными туманностями в 1922 году. [5]
Отражательная туманность обычно имеет синий цвет, потому что рассеяние синего света более эффективно, чем красного (это тот же процесс рассеяния, который дает нам голубое небо и красные закаты).
Отражательные и эмиссионные туманности часто наблюдаются вместе, и иногда их называют диффузными туманностями .
Известно около 500 отражательных туманностей. Голубую отражательную туманность также можно увидеть в той же области неба, что и Трехраздельную туманность . Звезда -сверхгигант Антарес , очень красная ( спектральный класс М1), окружена большой желтой отражательной туманностью.
Отражательные туманности также могут быть местом звездообразования .
Закон светимости
[ редактировать ]
В 1922 году Эдвин Хаббл опубликовал результат своих исследований ярких туманностей . Одной из частей этой работы является закон светимости Хаббла для отражательных туманностей, который устанавливает связь между угловым размером ( R ) туманности и видимой звездной величиной ( m ) соответствующей звезды:
где k — константа, зависящая от чувствительности измерения.
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Калер, 1997.
- ^ «Момент звезды в центре внимания» . Проверено 10 февраля 2016 г.
- ^ Слайфер, Весто М. (1922). «О спектре туманности в Плеядах». Бюллетень обсерватории Лоуэлл . 2 : 26–27. Бибкод : 1912LowOB...2...26S .
- ^ Герцшпрунг, Э. (1913). «О яркости туманностей Плеяды» . Астрономические новости . 195 (23): 449–452. Бибкод : 1913AN....195..449H . дои : 10.1002/asna.19131952302 .
- ^ Хаббл, EP (1922). «Источник светимости в галактических туманностях» . Астрофизический журнал . 56 : 400. Бибкод : 1922ApJ....56..400H . дои : 10.1086/142713 .
- ^ «Просеивание пыли возле пояса Ориона» . Пресс-релиз ESO . Проверено 2 мая 2012 г.
Библиография
[ редактировать ]- Джеймс Б. Калер (1997). Космические облака – рождение, смерть и переработка в галактике , Научно-американская библиотека, Фримен, Нью-Йорк, 1998.
| Видимая туманность | |
|---|---|
| Дозвездные туманности | |
| Звездная туманность | |
| Постзвездные туманности | |
| Облака | |
| Морфология | |
| Межгалактические капли | |
 Списки |
|
| Связанный | |
