Друк

[Гість]

Ласкаво просимо, Гість. Будь ласка, увійдіть або зареєструйтеся.
01 Січня 2026, 04:32:13

1 година 1 день 1 тиждень 1 місяць Назавжди

Увійти

[Новини]

•    Новини
•      Астрономія
•      Астрозаходи
•    Життя клуба
•      Новини
•      Проекти
•      Заходи
•      Звіти про спостереження
•      Документи
•    Статті
•      Обладнання та телескопи
•      Спостереження
•      Астрофотографія
•      Астрософт
•      Астрономія в Україні
•      Астрономи шуткують
•      Інше
•     
•      Файловий архів

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

[tlgleonid]

Перенесемся в поздний вечер 12 июля 1764 года. Шарль Месье осматривает ночное небо в поисках комет. И вот он замечает небольшое ядро и крошечный хвост. Увы, дальнейшие наблюдения показывают, что туманный объект не движется среди звезд, а следовательно является еще одной помехой для ищущих кометы. Это оказалась уже 27 помеха, обнаруженная на небе. Однако помеха эта оказалась в чем-то уникальной. Она небыла похожа на звездную кучу, как рассеянные скопления, однако имела очень высокий блеск, который оценивается в 7.4m, а также крупные размеры (яркая часть имела поперечник в шесть угловых минут, а более слабое гало растянулось на все 15 угловых минут).
Современный наблюдатель, вооружившись простеньким биноклем может здесь рассмотреть туманное пятно неопределенных очертаний. Однако уже в небольшие инструменты можно рассмотреть структуру туманности похожую на бабочку или огрызок яблока. Не удивительно, что с момента открытия исследователи и любители проводят регулярные наблюдения туманности. Обнаружилось, что туманность растет в размерах, хотя и не сильно, около 6.8 угловых секунд за 100 лет. Это позволяет утверждать, что возраст туманности порядка 3-4 тысяч лет. По сравнению с миллиардами лет жизни звезд это очень небольшой срок. Неужели нам так повезло? Есть ли на небе похожие объекты?

[tlgleonid]

Через 15 лет (в январе 1779 года) Антониан Даркье наблюдал одну из комет и обратил внимание на крошечное туманное округлое пятнышко в созвездии Лиры. Поскольку диаметр диска туманности был близок к диаметру диска Юпитера, наблюдатель высказал мысль, что он увидел таящую планету.  Выяснилось, что он не первый заметил туманный кружок. Незадолго до него, при наблюдениях той же кометы, ее увидел и Месье, и даже занес в свой каталог под номером 57. Позже, с применением более сильных увеличений и более качественных телескопов стало понятно, что на самом деле туманность выглядит в виде небольшого, слегка эллиптичного колечка. Долгое время считалось, что мы видим плотную шарообразную оболочку, которая в проекции на наш глаз кажется нам колечком. Однако некоторые исследователи утверждают, что эта туманность похожа на М27, то есть на бабочку, которую мы видим со стороны полюса.
   В 1800 году Фридрих фон Хан с 50-ти сантиметровым телескопом обнаружил в центре этой туманности слабую звезду 15-й звездной величины. Она находилась в самом центре туманности и, естественно, стало понятно, что она как-то связана с туманностью.  Однако физическая природа туманности оставалась неясной. Уильям Гершель описал M57 как "туманность с темным провалом, или кольцо звезд". Однако Гершель не понял, что М27 и М57 - это два представителя объектов одного класса.
   В настоящее время этот объект является одним из самых популярных среди любителей астрономии. Причина популярности кроется в сравнительно высоком блеске туманности (около 8 звездной величины) и легкости в поисках (расположена почти посредине между звездами бета и гамма Лиры). Для того, что бы найти эту туманность, достаточно использовать телескоп с объективом от 5 сантиметров, однако увидеть центральный провал удается только с 6-7 сантиметровым объективом при увеличении от 80х. Многие любители замечали зеленоватый цвет туманности. В 150-ти мм. инструмент туманность уже показывает довольно много деталей.

[tlgleonid]

Буквально через полтора года в сентябре 1780, Пьер Мешен, соперник Шарля Месье по обнаружению комет обнаружил в созвездии Персея туманность, очень похожую на М27. Ее прозвали "маленькой гантелью". После того, как Месье узнал от Мешена об открытии новой туманности, он занес ее в свой каталог под номером 76. Однако из-за своих более компактных размеров, долгое время шли споры о том, что же это все-таки такое. Мешен упорно считал, что это множество звезд сливается в туманность, а Месье - что это группа звезд, погруженная в туманность. Очевидно вводили в заблуждение отдельные звезды фона. Лорд Росс, наблюдая М76 увидел и зарисовал несуществующие спиральные рукава. Только в 1866 году Уильям Хаггинс снял спектр туманности и выяснил, что он характерен для эмиссионных туманностей. Однако впервые правильно классифицировать туманность удалось Куртису только в 1918 году.
   Наблюдал эту туманность и Уильям Гершель. Однако он считал, что видел здесь две близкорасположенные туманности, по этому в каталог NGC попало сразу два объекта. Любители астрономии в 20-м веке редко наблюдали этот объект, поскольку считалось, что его блеск слабее 12-й звездной величины, однако в реальности визуальный блеск был заметно ярче и оценивался теми наблюдателями, которые его оценивали, от 9.6 до 10.1 зв. величины. Угловые размеры туманности чуть больше градуса.
   Похожая судьба постигла еще один объект, обнаруженный Пьером Мешеном и занесенным Месье в свой каталог. Это туманность "Сова". В небольшие инструменты она похожа на небольшое округлое пятно, которое имеет невыразительную структуру. Свое неофициальное имя она получила уже в век фотографии, когда на снимках были замечены два круглых темных провала, делавшие ее похожей на мордочку совы. Фотографический блеск, указанный в каталогах (12.0) так же не соответствовал реальному (9.9m) и эту туманность тоже наблюдали не очень часто.
   Нужно сказать, что до Уильяма Гершеля никто не предполагал, что все четыре упомянутых объекта принадлежат к одному классу. Да и Уильям Гершель тоже пришел к этому выводу не сразу и не для всех объектов. Сначала он обнаружил 7 сентября 1782 года туманность в Водолее, которую мы теперь знаем, как NGC7009 или "Сатурн". Такое название ей дал Лорд Росс, поскольку в его инструмент она казалась слабой и призрачной копией одноименной планеты. Сейчас известно, что видимое ядро этой туманности составляет около 36 угловых секунд, однако слабое гало крупнее и имеет размер порядка 100 угловых секунд. К этому моменту Гершель уже открыл Уран и зная мнение Дарькье о другом подобном объекте, как о разрушившейся планете, назвал такие объекты через пару лет "планетарными туманностями". Очевидно также, что яркие планетарные туманности напомнили ему по цвету зеленоватый диск Урана, открытый им недавно.
   В 1790 году Гершель обнаружил еще одну планетарную туманность NGC1514. Особенностью туманности стало наличие в ее центре яркой звезды. Вот как описал эту туманность первооткрыватель: "Уникальный объект! Звезда с блеском около 8-ой звездной величины окружена слабой люминесцентной атмосферой круглой формы с диаметром около 3 угловых минут. Звезда находится в самом центре объекта, а ее атмосфера настолько тонка и слаба, и настолько равномерна, что не может быть и речи о том, что она состоит из звезд. Однако нет никаких сомнений в том, что звезда и атмосфера связаны между собой. Другая звезда практически того же блеска в поле зрения была совершенно свободна от такого проявления". Из этого факта Гершель сделал вывод о том, что планетарные туманности являются облаком пыли вокруг своей звезды.
   К сожалению, во времена Гершеля еще небыло средств, что бы можно было исследовать и понять природу этих удивительных объектов. Не удивительно, что в его перечень планетарных туманностей попал целый ряд объектов, которые таковыми не являются. Реально же среди 79 причисленных к планетарным туманностям объектов таковыми являются только 20 из них. А еще, среди открытых Гершелем других видов объектов 13 в последствии оказались тоже планетарными туманностями. В 19-ом века число найденных туманностей росло. Два подобных объекта были найдены Струве, пять - Данлопом. Хардинг нашел две планетарных туманности, а сын Уильяма Гершеля - Джон Гершель нашел два объекта на северном небе и 16 на небе южном. В 1877 году Дрейер, при формировании Нового общего каталога (NGC) вносит семь новых объектов. В издании каталога 1888 года число таких объектов выросло до 95, среди которых есть и сдвоенные, то есть продублированные объекты. В индексных каталогах 1895 и 1907 годов появляется еще 35 новых планетарных туманностей.
Однако истинная физическая природа планетарных туманностей начала проявляться только в середине XIX века, когда Уильям Хаггинс снял спектры некоторых из планетарных туманностей: М27, М57, NGC6543 и некоторых других. Причина выбора этих объектов для исследования была продиктована рядом необычных свойств: планетарные туманности имели голубовато-зеленоватую окраску, которая не наблюдается у обычных звезд, у планетарных туманностей нет центрального сгущения. Оказалось, что если у звезд спектры представляют собой непрерывную цветную полоску с темными линиями поглощения, то у планетарных туманностей спектр состоял лишь из небольшого числа светлых линий. Хаггинс сделал верный вывод о том, что планетарные туманности состоят из переизлучающего свет газа. В это время уже были исследованы ряд линий излучения газов в газоразрядных трубках. Однако самые яркие линии идентифицировать сразу не удалось.
В результате было высказано предположение, что в спектре диффузных туманностей присутствуют линии неизвестного науке элемента. Новый элемент назвали небулий. Что такое небулий, долгое время оставалось загадкой. К началу 20-го века большинство линий в спектрах звезд уже удалось опознать и описать. Многие элементы в атмосферах звезд были найдены и на земле. Однако, что такое небулий, долгое время оставалось загадкой.
Решить загадку небулия помог тот факт, что уже были исследованы спектры дугового и искрового разрядов. Линии дугового спектра образовывались благодаря электронным переходам в обычных, неионизированных газах. Спектр же искрового разряда был несколько другим и соответствовал электронным переходам ионизированных атомов, которые уже потеряли один электрон. 
Другой исследователь - Милликэн даже успел показать, что искры в вакууме представляют собой источник света, в спектре которого появляются линии перехода не только однократно, но и двукратно, трехкратно ионизированных атомов, вплоть, приблизительно, до .семикратно ионизированных. При этих экзотических условиях появляются линии, которых нет в обыкновенных источниках света. По этому  один из известных сотрудников Милликэна Д. С. Бауэн предположил, что небулий - это какой то обычный атом, но в экзотических условиях. Далее он размышлял примерно так: "Поскольку в спектрах туманностей есть только линии самых легких элементов водорода(H), гелия (Не), углерода (С),  кислорода (О) и азота (N), то естественно было поставить вопрос, не принадлежат ли линии небулия к спектру одного из этих элементов или к спектру какого-нибудь другого легкого элемента".  И вот, 1 октября 1927, в журнале "Nature" появилась короткая статья, в которой Бауэн доказывал, что из восьми самых сильных линий шесть, в том числе линии N1 и N2, принадлежат кислороду и две - азоту. А через месяц известный английский астрофизик и спектроскопист А. Фаулер подтверждает открытие Бауэна некоторыми вычислениями, произведенными на основании новейших спектроскопических исследований.
Увы, ни Бауэну, ни другим исследователям так и не удалось получить линии небулия в лабораторных условиях. Однако для этого есть серьезные причины. Поскольку спектры кислорода и азота были получены, самыми разнообразными методами, при самых разных условиях и в них никогда не было обнаружено никаких следов линий небулия, значит, эти линии возникают только при особых условиях, существующих в туманностях. Воспроизвести эти условия в лаборатории почти невозможно, так как есть два характерных для туманностей и определяющих эмиссию линий, условия - это совершенно ничтожная плотность и огромная протяженность светящегося газа. Даже самый глубокий вакуум, полученный в земных лабораториях, имеет плотность, намного превосходящую плотность газа в туманностях. Ну и конечно, нельзя выполнить второе условие. По этому нужно особо пояснить, как же все таки Бауэну удалось доказать, что линии небулия, это все-таки линии кислорода и азота.
Что бы понять объяснение Бауэна, рассмотрим рисунок.

[tlgleonid]

На этом рисунке изображены три энергетических уровня, обозначенных цифрами 1, 2 и 3. Пусть далее только переходы 3 -> 2 и 3 -> 1 являются "разрешенными", и потому в спектре существуют практически только линии, соответствующие этим переходам; частоты этих линий на нашей диаграмме пропорциональны длинам отрезков а и b. Переход же 2->1 является запрещенным, и соответствующей спектральной линии с частотой с в спектре нет. Тем не менее, из разности энергетических уровней 2 и 1 мы можем, конечно, вычислить частоту и длину волны этой запрещенной линии с такой же точностью, с какой мы измеряли частоты для линий а и. b.
Бауэн задался вопросом о том, не являются ли линии небулия как раз такими линиями, которые хотя и не могут быть получены в лаборатории, так как они соответствуют запрещенным переходам, тем не менее, могут возникнуть в туманностях при особенно благоприятных условиях. В действительности существует только одна определенная группа запрещенных линий, появления которой можно ждать в туманностях. Это - линии, начальными состояниями которых являются так называемые метастабильные состояния атома. Метастабильными состояниями называются такие состояния, энергия которых больше, чем энергия нормального состояния, но для которых по правилам отбора не существует никаких разрешенных переходов к более низким энергетическим уровням. Допустим, что на нашем рисунке уровню 1 соответствует нормальное состояние атома, и что между уровнями 2 и 1 нет никаких других уровней, переход к которым с уровня 2 был бы разрешен правилами отбора. В этом случае уровень 2 представлял бы собой метастабильное состояние. Атом, находящийся в таком состоянии и не подвергающийся никаким внешним возмущениям, остается в нем довольно долгое время по сравнению с продолжительностью нормальных возбужденных состояний, существующих около 10^-8 сек. Обычно это десятые и сотые доли секунды. Если в результате какого-нибудь процесса происходит возбуждение атомов, то метастабильные атомы в силу большой продолжительности их существования должны накопляться до тех пор, пока не будет достигнуто равновесие между процессами, вызывающими их возникновение и уничтожение. В лабораториях метастабильные атомы уничтожаются либо потому, что они снова возбуждаются светом, либо в результате столкновений с другими атомами и стенками сосуда. Если же метастабильный атом не испытает столкновений за время своей жизни, он будет вынужден перейти на более низкий уровень, совершив запрещенный переход. Но, поскольку даже в разреженных лабораторных условиях время между столкновениями все же мало, то запрещенные линии оказываются малозаметными. И только в туманностях, где газ очень разрежен, такие линии имеют заметную интенсивность. 
Действительно, плотность газа в туманностях чрезвычайно мала. Возьмем, к примеру М57, или туманность "Кольцо". При своем радиусе в 25 угловых секунд и массе в несколько масс Солнца, можно вычислить, что средняя плотность в туманности порядка 10^-17 г/см3. Поскольку переизлучение атомов происходит редко, то в лабораторных условиях, даже при достижении таких низких плотностей интенсивность запрещенных линий будет мала. Но поскольку размеры и массы этих туманностей огромны и составляют от долей масс Солнца до масс намного превосходящих массу Солнца, излучение туманностей оказывается достаточно ярким.
При изучении спектров линии какого-либо элемента в случае дугового спектра спектроскописты обозначают символом элемента с римской цифрой I, первый искровой спектр - тем же символом с цифрой II. Этому спектру соответствует спектр однократно ионизированного атома. Двукратно ионизированный атом даст  второй искровой спектр, обозначаемый символом элемента с римской цифрой III и т. д. Бауэн показал, что обнаруженные линии туманностей принадлежат к спектрам ОII, ОIII и NII. Эти спектры очень сложны и богаты линиями, а вычислили положение этих линий Фаулер и Бауэн, благодаря использованию правила Хунда.
Начать рассмотрение удобно с рассмотрения спектров двукратно ионизированного кислорода Его ионы содержат по шесть электронов и по своему строению похожи чем то на нейтральный атом углерода. Оба спектра имеют одну и ту же структуру, в которой шесть электронов разделяются на две группы: по 2 и 4 электрона соответственно. Оба внутренние К-электрона имеют главное квантовое число п. = 1 и образуют не имеющую импульса замкнутую оболочку. Четыре электрона второй группы являются L-электронами и имеют главное квантовое число п = 2. Они снова распадаются на две подгруппы в зависимости от значений второго квантового числа J,  принимающего значения 0 или 1. Два первых L-электрона образуют, так же как и К-электроны, замкнутую оболочку и не играют существенной роли в возникновении интересующих нас атомных переходов. Другие же два L-электрона с J=1 в зависимости от того, как складываются соответствующие значениям j моменты импульсов дают различные состояния, имеющие существенное значение для возникновения линий туманностей. В зависимости от направления спинов может иметь место синглетные или триплетные состояния. Суммарный момент L может принимать значения 0,1 и 2 и, как было сказано выше, этим термам присвоены символы S, P и D. Можно показать, что не все состояния возможны и остаются интересующие нас состояния 1S0, 3P0, 3P1, 3P2, 1D2.

[tlgleonid]

Энергии этих состояний различны и, что самое важное, для спектров ОIII и NII известны из исследований Фаулера и Бауэна. На схеме уровней показаны эти уровни, их обозначения и переходы.
Мы видим, что ниже всего лежат состояния 3Р, за ними следует состояние 1D2, и, наконец, состояние 1S0,. Из состояний 3Р ниже вcего лежит то, для которого j=0; оно является, собственно говоря, нормальным состоянием дважды ионизированного атома кислорода или однократно ионизированного атома азота. Поскольку при разрешенных переходах должно меняться значение момента, то все пять переходов между ними являются запрещенными. Значит, все состояния за исключением основного состояния 3Р0 являются метастабильными.
Анализируя переходы 1D2->3Р2 и 1D2->3Р1 Бауэн обнаружил, что длины волн излучаемых при таких переходах совпадают с линиями небулия N1 и N2 с очень высокой точностью.  Аналогично, переход 1S0->1D2 хорошо совпадает с длиной волны сильной линии небулия, равной 4363,21 Ангстрем.
Конечно, линии излучения OIII являются самыми яркими и заметными, но не единственными. Встречаются и запрещенные линии ионизированного кислорода, неона, азота, и других элементов, так же обычные линии излучения водорода и гелия. По причине взаимодействия электронов с ионами наблюдаются и линии непрерывного спектра. Но все равно, как правило, все эти линии излучения играют второстепенную роль, а 90 - 95 % видимого света излучается именно в линиях дважды ионизированного кислорода. Удачей можно считать, что эти линии попадают в область максимальной чувствительности человеческого глаза. Именно по этому мы эти туманности видим сравнительно яркими и зеленоватыми. Поскольку фотопластинки имеют совершенно иную кривую чувствительности, получилось так, что визуальная звездная величина планетарных туманностей на две звездные величины превосходит фотографическую, указанную во многих каталогах.  Также очень помогает при наблюдении планетарных туманностей специализированный фильтр, который пропускает запрещенные линии дважды ионизированного кислорода и отсекает все остальное, так называемый фильтр OIII. Такой фильтр позволяет как распознать туманность (звезды с ним становятся значительно слабее, в то время, как туманность не меняет свой блеск), так и облегчить наблюдения слабых планетарных туманностей (фильтр отсекает фон неба и некоторые из планетарных туманностей только с фильтром и становятся видны.
      Сейчас мы знаем, что в центре планетарных туманностей находится подсвечивающая ее звезда. Однако в ряде случаев эта звезда очень слабая.    Ее блеск составляет только 15-ую звездную величину. По этому ее обнаружил Фридрих Хан только в 1800 году с довольно крупным телескопом. Долгое время оставалось непонятным, как может получаться так, что бы туманность, которая лишь переизлучает свет звезды, излучала света больше, чем подсвечивающая звезда. Оказалось, что это звезда с температурой поверхности около 100 тысяч градусов, а большую часть света она излучает в ультрафиолетовом диапазоне, а на видимую часть спектра приходится лишь незначительная часть энергии. Конечно, значительная часть излучения звезды задерживается внутренними областями планетарной туманности и по этому именно внутренние часть дают тот красивый зеленоватый оттенок, которым обладают планетарные туманности. Во внешних частях возбуждаются лишь атомы водорода и гелия и мы можем засечь внешнюю часть планетарной туманности только в линии излучения водорода Аш-альфа при помощи ПЗС-матриц, поскольку глаз нечувствителен к этой линии при низкой освещенности.
   По мере совершенствования спектроскопической техники и появления щелевых спектрометров обнаружилось, что линии излучения не такие уж и узкие и наблюдается доплеровский сдвиг от разных частей туманности. Соответственно, оказалось, что скорость расширения туманностей составляет порядка 20-40 км/с. Наблюдения за туманностями показали, что ближайшие туманности увеличиваются в размерах около 1 секунды за столетие. Это позволило оценить расстояние до планетарных туманностей, которое оказалось равным 500 световых лет и более. При этом, стало понятно, что центральные звезды в планетарных туманностях имеют сравнительно небольшую массу, сравнимую с массой Солнца и очень компактные размеры. Таким образом, в центре планетарных туманностей находится белый карлик. А в средине XX-го века Шкловский показал, что если параметры планетарных туманностей проэкстраполировать к моменту начала расширения, то начальные параметры совпадут со свойствами атмосфер красных гигантов.
   Стало понятно, что планетарные туманности представляют собой заключительный этап жизни центральной звезды. Согласно расчетам астрофизиков, такая судьба ожидает подавляющее большинство звезд с массой менее нескольких Солнечных. Когда в такой звезде в результате термоядерных реакций на протяжении миллиардов лет весь водород превращается в гелий, звезда становится неравновесной. Ядро звезды нагревается и сжимается, а внешние слои охлаждаются и значительно увеличиваются в размерах из-за очень высокой температуры ядра.  При этом звезда переходит к стадии красного гиганта. В компактном и горячем ядре с большой скоростью продолжаются термоядерные реакции, в результате которых гелий превращается в углерод и кислород. Скорость реакции то увеличивается, то уменьшается и звезда как бы пульсирует и в конце концов становится нестабильной. В результате, внешняя оболочка слетает и начинает быстро разлетаться от звезды, а ядро сжимается до состояния вырожденного газа, то есть белого карлика. При этом с поверхности звезды отслаиваются все новые и новые слои, пока не обнажится слой с температурой от 30 тысяч градусов. При этом излучение звезды уже в состоянии вызвать возбуждение газа и облако начинает светиться. В результате, мы видим планетарную туманность.
   Среди планетарных туманностей есть и достаточно необычные. Одной из таких необычных туманностей является планетарная туманность PK 64 +5.1. Многим она известна под именем "водородная звезда Кемпбелла". Это очень крошечный и очень яркий объект, который фактически не отличим от звезд. Найти звезду Кемпбелла очень легко даже в небольшой телескоп в двух с половиной градусах от звезды Альбирео. Обратил внимание на необычные свойства звезды Кемпбелл в 1893 году, когда снял спектр звезды. На фоне непрерывного спектра звезды было четко видно эмиссионных линии как кислорода (характерные для всех планетарных туманностей), так и водорода. Температура поверхности звезды была больше 25000 градусов Кельвина, но относится она к типу звезд Вольфа-Райе. На этой стадии звезда активно теряет вещество и уже образовала оболочку вокруг себя. Фактически мы наблюдаем рождение планетарной туманности. Диаметр туманности чуть меньше 5 угловых секунд. Что бы увидеть этот диск как диск, необходим телескоп с объективом не меньше 200 мм и увеличение не ниже 200х.
   Как правило, типичная планетарная туманность имеет размеры до одного светового года и возраст от сотен до нескольких тысяч лет. В молодых планетарных туманностях плотность вещества еще сравнительно высока и достигает миллиона частиц на кубический сантиметр, а у более старых - в тысячи раз ниже.
   Планетарная туманность - это очень непродолжительный период жизни звезды. По прошествии времени порядка 10 тысяч лет она практически полностью рассеивается в межзвездном пространстве, а белый карлик будет медленно остывать еще десятки миллиардов лет и постепенно, все тускнея и тускнея, превратится в темное безжизненное космическое тело.
   Использование методов астрофотографии позволило выявить при помощи фильтров выловить множество компактных или слабых планетарных туманностей. На сегодняшний день число известных объектов данного типа достигло полутора тысяч. И это на 200 миллиардов звезд нашей Галактики. Даже с учетом невидимых далеких планетарных туманностей, их число вряд ли превышает несколько десятков тысяч. Практически все известные планетарные туманности расположены в млечном пути и, как правило, сравнительно недалеко от области центра галактики. По этому большая часть планетарных туманностей видна именно на летнем небе.

[tlgleonid]

   Иногда встречаются планетарные туманности и в шаровых скоплениях. Так в М15 есть планетарная туманность PK 065.0-27.3 с блеском 14.9m. В М22 найдена планетарная туманность IRAS 18333-2357. Были также еще найдены планетарные туманности Jafu 1 в Palomar 6 и Jafu 2 в NGC6441.
   Поскольку планетарные туманности образуются только на заключительной стадии жизни звезд, они фактически не наблюдается в рассеянных скоплениях. Хотя даже в Плеядах есть несколько белых карликов. Видимо при определенных условиях массивная звезда может быстро проэволюционировать и в процессе этой эволюции потерять большую часть массы. А в рассеянном скоплении NGC2818 есть довольно яркая планетарная туманность, доступная сравнительно небольшим инструментам. К сожалению, ее склонение (-36) позволяет успешно наблюдать только в южных регионах стран бывшего СССР. Еще одна яркая планетарная туманность NGC2438 наблюдается в красивом и богатом рассеянном скоплении М46, однако это лишь случайное совпадение, и никакой физической связи между ними нет.
   Большинство планетарных туманностей имеет практически округлый или слегка вытянутый диск. Не смотря на это, при помощи телескопа Хаббл было выяснено, что все такие туманности имеют очень сложную структуру. Однако около 10% всех туманностей имеют так называемую биполярную структуру. Примером таких туманностей может служить М27 и М76. Как образовываются такие туманности до конца не ясны. Наиболее вероятно, что причиной биполярности является взаимодействие между веществом, удаляющимся от звезды с различными скоростями. Возможно, что причиной является сложное и сильное магнитное поле звезды, которое взаимодействуя с ионизированным газом туманности порождает сложную структуру. Высказывались даже гипотезы, что биполярную структуру типа "бабочка" могут формировать звезды-спутники или даже планеты, вращающиеся вокруг умирающей звезды.
   Что бы как-то понимать, к какому типу принадлежит планетарная туманность, существует очень удобная классификация Ворнцова-Вельяминова. Она делит все планетарные туманности на шесть разновидностей.

   1  Звездоподобная планетарная туманность. Фактически она малоотличима или не отличимая от звезд.
   2  Туманность выглядит однородным диском. Часто добавляют латинскую букву, уточняющую подтип туманности: a - центр туманности ярче края; b - полностью однородный диск; c - в центре яркость немного ниже и, следовательно, имеются следы кольцевой структуры.
   3 Неоднородный диск туманности. Также имеются подклассы: a- сильная неоднородность в распределении яркости; b - наличие следов кольцевой структуры.
   4  Туманность имеет форму кольца.
   5  Неправильная форма
   6  Аномальная форма

Сложные структуры могут характеризоваться комбинацией типов, например "4+2" означает наличие и кольца и диска. Часто можно увидеть и дополнительную классификацию в скобках, например 3(2).

[tlgleonid]

   Планетарные туманности обнаружены и в других галактиках: Большом и Малом Магеллановых облаках, М31, М33, М32, NGC6822 и некоторых других. Их невозможно увидеть визуально, поскольку их блеск не превышает 20 звездной величины, но они доступны для фотографирования на крупных телескопах.
   Ближайшей же к нам планетарной туманностью является открытая Хардингом в 1824 году планетарная туманность "Улитка" или NGC7293. Расстояние до нее порядка 450 световых лет и может быть определено наземными методами. Это также самая крупная планетарная туманность. Видимый диаметр туманности достигает 16 угловых минут, а на фотографиях в широком спектре лучей ее диаметр достигает 28 угловых минут, то есть почти с диск полной Луны! Свое название туманность получила за схожесть с улиткой на астрофотографиях. Не смотря на свой яркий интегральный блеск (около 7.6m), наблюдать туманность визуально очень тяжело. Требуется темное небо и равнозрачковое увеличение. С фильтром OIII туманность же выглядит, как на фотографиях.

[SP]

Небольшие правки:
Месье - Мессье, Антониан - Антуан, Хаггинс - Хёггинс, Куртис - Кёртис (справочник "Астрономы").

Угловые размеры туманности чуть больше градуса.

Минуты, наверное.
Думаю, что большинству любителей не интересно читать про особенности электронных переходов ионизированных атомов, на мой взгляд, вместо этого можно добавить поисковые карты, описания в инструменты различного диаметра или топ-десятку планетрок NGC.

[Грин]

Думаю, что большинству любителей не интересно читать про особенности электронных переходов ионизированных атомов, на мой взгляд, вместо этого можно добавить ........ описания в инструменты различного диаметра или топ-десятку планетрок NGC.

Надеюсь, Лёня не обидится, если ты это добавишь?
 А про особенности электронных переходов ионизированных атомов лично мне было интересно, впрочем, как и всё остальное.
 Леонид, спасибо за эту и предыдущие статьи!

[himik]

Не понял я с плотностью...

Воспроизвести эти условия в лаборатории почти невозможно, так как есть два характерных для туманностей и определяющих эмиссию линий, условия - это совершенно ничтожная плотность и огромная протяженность светящегося газа. Даже самый глубокий вакуум, полученный в земных лабораториях, имеет плотность, намного превосходящую плотность газа в туманностях.

Действительно, плотность газа в туманностях чрезвычайно мала. Возьмем, к примеру М57, или туманность "Кольцо". При своем радиусе в 25 угловых секунд и массе в несколько масс Солнца, можно вычислить, что средняя плотность в туманности порядка 10-17 г/см3.

Плотность 10-17г/см3 нереальная для лаборатории? почему? Как по мне так это даже плотный газ. Один моль около 22г/литр, на сколько помню из школы.

[tlgleonid]

Плотность 10-17г/см3 нереальная для лаборатории? почему? Как по мне так это даже плотный газ. Один моль около 22г/литр, на сколько помню из школы.

Ошибка при вставке. Должно быть 10^-17 г/см3
Большое спасибо за найденную оплошность. Исправил.

[himik]

   1  Звездоподобная планетарная туманность. Фактически она малоотличима или не отличимая от звезд.
   2  Туманность выглядит однородным диском. Часто добавляют латинскую букву, уточняющую подтип туманности: a - центр туманности ярче края; b - полностью однородный диск; c - в центре яркость немного ниже и, следовательно, имеются следы кольцевой структуры.
   3 Неоднородный диск туманности. Также имеются подклассы: a- сильная неоднородность в распределении яркости; b - наличие следов кольцевой структуры.
   4  Туманность имеет форму кольца.
   5  Неправильная форма
   6  Аномальная форма

А можно это как то с примерами. Я не совсем понял, чем будет отличаться 2с и 4. Было бы хорошо, если бы к каждой разновидности была либо фотка, либо несколько туманностей, которые можно найти в инете и посиотреть на их структуру