Rodzaje mgławic i ich przykłady.

W przestrzeni kosmicznej liczne są niewidoczne obłoki gazu możliwe do wykrycia tylko dzięki analizie ich widma w niewidzialnych dla oka zakresach. Ośrodek międzygwiazdowy gromadzi się w spiralnych ramionach galaktyk i jest w ciągłym ruchu. Jego tworzywo stanowią w 99% wodór i hel, zaś reszta to inne gazy oraz pył.

Rozróżnić można kilka typów mgławic:
1. ciemne – całkowicie pochłaniające światło widzialne i nadfiolet – miejsce powstawania gwiazd (globule Boka)
2. refleksyjne – o słabym blasku pochodzącym od odbitego i rozproszonego światła gwiazd
3. emisyjne – jasne, gdzie gaz ogrzewany jest do ok. 10000 K przez promieniowanie pobliskich gorących gwiazd
4. planetarne – zewnętrzne warstwy umarłej gwiazdy ogrzewane przez znajdującego się w ich wnętrzu białego karła
5. Pozostałość po supernowej

Mgławica ciemna

Rodzaj mgławic, które na niebie wyglądają jak obszary pozbawione gwiazd, gdyż na drodze gwiazda - Ziemia znajduje się pochłaniająca światło mgławica ciemna. Mgławice ciemne są wielkimi chmurami gazu i pyłu o niskiej temperaturze. Zawierają większość masy środowiska międzygwiezdnego. Niektóre mają rozmiar około 150 lat świetlnych, gęstość od 100 do 300 molekuł w cm³ a temperaturę między 7 a 15 K. Mgławica zawiera gaz i pył oraz gwiazdy. Chmura posiada również swoje wewnętrzne pole magnetyczne.
W mgławicach tych następują procesy formowania się gwiazd w początkowym stadium. Nie istnieje w nich wiele gwiazd o dużej jasności, gdyż promieniowanie wysyłane przez gwiazdy rozgrzałoby oraz rozproszyłoby pył i gaz. Jasne gwiazdy znajdujące się blisko powierzchni ciemnej mgławicy rozświetliłyby pył i gaz.
Dane o strukturze ciemnych galaktyk uzyskuje się poprzez obserwację ich w zakresie mikrofal i promieniowania radiowego, które przenikają przez pył i chłodny gaz. 370 ciemnych mgławic zostało skatalogowanych w katalogu Barnarda.

Mgławica refleksyjna

Typ mgławicy, w której obłoki pyłu odbijają światło pobliskiej gwiazdy lub gwiazd. Promieniowanie pobliskiej gwiazdy lub gwiazd nie jest wystarczające do wywołania jonizacji gazu w mgławicy, jak to ma miejsce w mgławicach emisyjnych, ale jest wystarczające, aby dać odpowiednie rozproszenie, które uwidacznia pył. Stąd widma częstotliwości wykazywane przez mgławice refleksyjne są podobne do gwiazd, które je oświetlają. Pośród mikroskopowych cząsteczek odpowiedzialnych za rozproszenie znajdują się związki węgla (np. diamentowy kurz) oraz innych pierwiastków, a w szczególności żelaza i niklu. Związki tych dwóch ostatnich są często zgrupowane zgodnie z galaktycznym polem magnetycznym i powodują lekką polaryzację rozpraszanego światła (Kaler, 1998). Rozróżnienie pomiędzy tymi dwoma rodzajami mgławic zostało dokonane przez Edwina Hubble'a w 1922 roku.
Mgławice refleksyjne są miejscem, gdzie powstają gwiazdy. W 1922 roku Hubble opublikował wyniki swoich badań nad mgławicami jasnymi. Jedną z części tej pracy jest prawo jasności Hubble'a dla mgławic refleksyjnych, które wiąże rozmiary kątowe (R) mgławicy z widomą wielkością gwiazdową (m) powiązanej gwiazdy:
5 log(R) = -m + k
gdzie k jest stałą, która zależy od czułości pomiaru.

Mgławica emisyjna

Wielka chmura (często o średnicy kilkuset lat świetlnych) świecącego gazu i plazmy. Mgławicami emisyjnymi mogą być obszary H II, gdzie duże ilości promieniowania ultrafioletowego emitują młode, gorące, niebieskie gwiazdy; oraz mgławice planetarne, gdzie umierająca gwiazda odrzuciwszy swoje zewnętrzne warstwy, odsłoniła jonizujące gaz jądro.
Obserwacje mgławic emisyjnych, występujących licznie poza Drogą Mleczną, są niezwykle istotne. Pozwalają między innymi określać odległości do sąsiednich galaktyk, oraz ich skład chemiczny.
Mgławice emisyjne często zawierają ciemniejsze obszary, czyniąc z nich obiekty bardzo ciekawe wizualnie. Przykładem jest Mgławica Ameryka Północna, w której kombinacja obszarów jasnych i ciemnych przypomina kontynent. Bywają też mgławice zbudowane zarówno z regionów emisyjnych, jak i refleksyjnych (również ciemnych). Takim obiektem jest np. Mgławica Trójlistna Koniczyna.

Mgławica planetarna

Obłok gazu i pyłu powstałego z zewnętrznych warstw gwiazdy kończącej etap syntezy jądrowej we wnętrzu. W centrum takiego obiektu odkrywane są zwykle białe karły, w które zamieniają się gwiazdy po utracie otoczki.
Mgławice powstają z gwiazd o masach między 1 a 8 mas Słońca wskutek nagłej ekspansji zewnętrznych warstw gwiazdy. Wnętrze gwiazdy zapada się zamieniając w białego karła (bez względu na początkową masę) o masie do około 1,4 masy Słońca. Większość materii gwiazda traci podczas takiego zdarzenia, a ta zasila ośrodek międzygwiazdowy. Kulista i cienka otoczka wokół gwiazdy powstaje w wyniku zagęszczania materii wywianej w początkowo powolnej i gęstej fazie wiatru gwiazdowego przez pojawiającą się później fazę wiatru rzadkiego, ale szybkiego. Gdy materii w tym zagęszczeniu jest już dużo, a gwiazda w środku staje się wystarczająco gorąca - kulista, odległa (średnio około pół roku świetlnego od gwiazdy) otoczka gwiezdna zaczyna świecić i na niebie pojawia się mgławica. Temperatura w gazie otoczki to typowo 10 tys. stopni Celsjusza. Mgławice nieustannie rozszerzają się (z prędkością około 20 km/s) i po krótkim (jak na skale astronomiczne) czasie (10 tys. lat) rozmywają w ośrodku międzygwiazdowym, przestają świecić i przestają być widoczne.
Wszystkie gwiazdy przetwarzają w swych wnętrzach pierwiastki lżejsze (takie jak wodór i hel, stanowiące zdecydowaną większość występującej we Wszechświecie materii, na cięższe, zwane w astronomii metalami (takie jak węgiel, tlen). Utrata masy przez gwiazdę powoduje zasilanie materii międzygwiazdowej w pierwiastki cięższe od wodoru i helu.
Mgławice planetarne nie świecą światłem białym - jak gwiazdy. W ich widmach widoczne są tylko pojedyncze linie. Nazwa mgławica planetarna może być nieco myląca, ponieważ ten typ mgławicy nie ma nic wspólnego z planetami. Dawniej astronomowie kierując się wyłącznie zaobserwowanym kształtem, uznali te obiekty za podobne do małej jasności tarcz odległych planet, jak Urana czy Neptuna.

Pozostałość po supernowej

– mgławica powstała w końcowej fazie życia masywnej gwiazdy w wyniku wybuchu i odrzucenia zewnętrznej otoczki. Taką wybuchającą gwałtownie gwiazdę nazywamy supernową. W centralnej części tej mgławicy najczęściej znajduje się gwiazda neutronowa lub czarna dziura, powstała z jądra wybuchającej gwiazdy. Mgławice będące pozostałością po wybuchu supernowej są stosunkowo bogate w pierwiastki cięższe od żelaza, które powstają w końcowym etapie życia gwiazdy i podczas wybuchu. Wybuch umożliwia rozprzestrzenienie się tych pierwiastków w kosmosie. Materiał z odrzuconej otoczki porusza się z prędkościami rzędu 1% prędkości światła. Gdy zderza się on z materią ośrodka, powstaje fala uderzeniowa. Fala ta oddziałuje z materią międzygwiazdową, powodując wzrost temperatury gazu, który zaczyna świecić w zakresie rentgenowskim, a później radiowym. W falach uderzeniowych mogą być przyspieszane cząstki, będące źródłem promieniowania kosmicznego. Proces ten nosi nazwę przyspieszenia Fermiego, od nazwiska odkrywcy Enrico Fermiego. Po pewnym czasie po ustaniu ekspansji pozostałości po wybuchu supernowej, na skutek niejednorodności rozkładu masy, mogą stać się kolebką nowego pokolenia gwiazd.

Źródło: Wikipedia (autorzy, na licencji CC-BY-SA 3.0)