Astro Web
|
Mlhoviny fotografie MlhovinHvězdy vznikají kondenzacemi z mračen mezihvězdné látky. Taková hustota hmoty, která by byla dostatečná pro vznik hvězd, se vyskytuje pouze v mračnech, v nichž je hustota alespoň o řád vyšší, než v ostatním mezihvězdném prostoru, který je tvořen téměř dokonalým vakuem. Obsahuje totiž v průměru jediný atom v krychlovém centimetru prostoru (vakuum v nejlepších elektronkách je miliardkrát hustší). Pozorovací technika pokročila natolik, že dnes přímo pozorujeme rodící se hvězdy v takových útvarech, jako jsou mlhovina v Orionu, Laguna nebo Trifid - jsou to vlastně kolébky hvězd, stejně jako mlhoviny v jiných galaxiích, například v Magellanově mračnu nebo ve spirální galaxii v Andromedě. Globule (tmavé okrouhlé skvrny ve svítících mlhovinách) jsou přímými předchůdci hvězd.
Z druhé strany, závěrečné fáze vývoje hvězd jsou také spojeny s některými typy mlhovin, zvláště s mlhovinami planetárními. Ty s planetami nemají nic společného. Pojmenoval je tak William Herschel proto, že mu připomínaly v dalekohledu kotoučky planet. Vypadají totiž jako malé slabě zářící kotoučky nebo prstýnky (těm někdy říkáme prstencové mlhoviny). Planetární mlhoviny jsou především plynné, podobně jako mlhoviny difúzní. V roce 1779 byla objevena jedna z nejznámějších prstencových mlhovin (v Messierově katalogu má označení
Planetární mlhoviny nemohou být starší než několik desítek tisíc let a všechny se rozpínají. Podstatou planetární mlhoviny je plynná slupka, vyvržená ze staré hvězdy, která podle výpočtů nemůže zářit déle než
Závěrečné stadium vývoje hvězd je provázeno také jiným typem mlhovin, nežli jsou mlhoviny planetární. Jde o pozůstatky po explozích supernov - gigantických explozích, kterými hmotnější hvězdy (často členové binárního systému) odhazují podstatné části své hmoty do okolí. V centru mlhoviny může zůstat poslední zbytek po někdejší hvězdě - neutronová hvězda extrémně vysokých hustot, která často rotuje a vytváří tak efekt pulsaru. Typickými pozůstatky po explozích supernov jsou například Krabí mlhovina (pozůstatek po explozi supernovy v roce 1054) nebo Řasová mlhovina v Labuti, která má obloukovitou strukturu svítících vláken a která je pozůstatkem po výbuchu supernovy v prehistorických dobách. Tato mlhovina se nyní rozpíná rychlostí
Emisní mlhovinyEmisní mlhoviny září díky hvězdám, které jsou buďto v jejich bezprostřední blízkosti, nebo se nacházejí přímo uvnitř mlhoviny. Jejich záření je charakteristické pro látku, z níž jsou složeny, v důsledku ionizace a excitace atomů plynu vlivem ultrafialového záření blízké žhavé hvězdy. Hvězdy, které jsou velmi horké, ionizují svým zářením plyn v mlhovině, která potom září vlastním světlem. Čáry ve spektru mlhovin, které přísluší kyslíku nebo neónu či jiným známým prvkům, byly nejprve považovány za důkaz výskytu nějakého neznámého prvku. Ten byl předběžně nazván nebulium. Postupně se zjistilo, že příčinou odlišnosti těchto čar jsou pouze neobvyklé fyzikální podmínky, které na Zemi téměř nelze napodobit.  Reflexní mlhovinyReflexní mlhoviny se vyskytují u hvězd, které nejsou dost žhavé, takže mlhovina září pouze jejich odraženým světlem.  Temné mlhovinyTemná mlhovina zastiňuje světlo hvězd, ležících za ní. Nevyskytují-li se poblíž vůbec žádné hvězdy, mlhovina pochopitelně nesvítí; projevuje se pouze tím, že zastiňuje světlo hvězd, které leží za ní.  Mlhovina Koňské hlavy v Orionu a okolí - všechny typy mlhovin narázNa obloze můžeme spatřit mnoho různých typů mlhovin. Jejich barvy ovšem může odhalit pouze fotografie, pouhým okem je nepostřehneme. Na následující fotografii je oblast emisní Velké mlhoviny v Orionu, kterou překrývá tmavá mlhovina Koňská hlava. Můžeme zde pozorovat všechny typy mlhovin.
Fotografie je pořízena z map, získaných z UK Schmidtova teleskopu. Černý zářez do červené (emisní) mlhoviny, který můžeme vidět napravo od středu fotografie, je jeden z nejznámějších útvarů mezi všemi mlhovinami na obloze. Díky svému tvaru se nazývá Koňská hlava. Jasná hvězda poblíž středu je umístěna v pásu známého souhvězdí Orion. Tvar koňské hlavy je tmavý, protože jde ve skutečnosti o hustý oblak prachu, který leží v přední části jasné mlhoviny a zastiňuje světlo. Tak jako mraky na našem nebi, mohl tento kosmický mrak přijmout rozpoznatelný tvar. Po tisících letech změní vnitřní pohyby mraku jeho vzhled. Červená barva mlhoviny je zapříčiněna opětovným spojením elektronů s protony, které vytvářejí atomy vodíku. Na obrázku je rovněž vidět modrá (reflexní) mlhovina. Tento typ mlhoviny obsahuje prach, který přednostně odráží modré světlo sousedních hvězd. Mlhoviny nepozorujeme jen v naší Galaxii. Všechny typy mlhovin se vyskytují i v okolních galaxiích. Jejich rozložení je nerovnoměrné - vyskytují se hlavně blízko rovin souměrnosti, tam, kde je nejvíce objektů I. populace - příkladem může být Mléčná dráha, kde se nachází nejvíce mračen mezihvězdné látky. Nejhojnějším prvkem ve vesmíru je vodík, který také tvoří základní složku veškerých mlhovin. Mlhoviny dále obsahují příměsi prachu ledových krystalků (silikátů a uhlíkatých sloučenin), které pohlcují záření hvězd za nimi. Celková hmotnost mlhovin je poměrně nízká, ačkoliv dosahují velkých rozměrů; tomu odpovídá také jejich velmi nízká hustota, kterou můžeme porovnat pouze s téměř úplným vzduchoprázdnem. Hustota plynu totiž bývá více než trilionkrát nižší než hustota vzduchu, který dýcháme. Vzorek materiálu z mlhoviny v Orionu, o průměru V minulosti bylo sestaveno mnoho katalogů mlhovin. Mezi nejslavnější patří katalog francouzského astronoma Charlese Messiera (  |
