ТУМАННОСТИ - definition. What is ТУМАННОСТИ
Diclib.com
قاموس ChatGPT
أدخل كلمة أو عبارة بأي لغة 👆
اللغة:

ترجمة وتحليل الكلمات عن طريق الذكاء الاصطناعي ChatGPT

في هذه الصفحة يمكنك الحصول على تحليل مفصل لكلمة أو عبارة باستخدام أفضل تقنيات الذكاء الاصطناعي المتوفرة اليوم:

  • كيف يتم استخدام الكلمة في اللغة
  • تردد الكلمة
  • ما إذا كانت الكلمة تستخدم في كثير من الأحيان في اللغة المنطوقة أو المكتوبة
  • خيارات الترجمة إلى الروسية أو الإسبانية، على التوالي
  • أمثلة على استخدام الكلمة (عدة عبارات مع الترجمة)
  • أصل الكلمة

%ما هو (من)٪ 1 - تعريف

МЕЖЗВЁЗДНОЕ ОБЛАКО, ОБЪЕКТ ГЛУБОКОГО КОСМОСА
Межзвездная туманность; Туманности; Туманности галактические; Галактические туманности; Газопылевая туманность
  • ESO]]
  • Кошачий Глаз]]
  • [[Крабовидная туманность]] — остаток вспышки сверхновой (1054 год)
  • Хаббл]]»
  • Туманность [[IC 2944]]
  • 8000}}
  • [[NGC 604]]}}
  • Шлем Тора]]» — туманность вокруг звезды Вольфа — Райе

ТУМАННОСТИ         
Раньше астрономы называли так любые небесные объекты, неподвижные относительно звезд, имеющие, в отличие от них, диффузный, размытый вид, как у маленького облачка (употребляемый в астрономии для "туманности" латинский термин nebula означает "облако"). Со временем выяснилось, что некоторые из них, например, туманность в Орионе, состоят из межзвездного газа и пыли и принадлежат нашей Галактике. Другие, "белые" туманности, как в Андромеде и в Треугольнике, оказались гигантскими звездными системами, подобными Галактике (см. ГАЛАКТИКИ). Здесь речь пойдет о газовых туманностях.
До середины 19 в. астрономы считали, что все туманности - это далекие скопления звезд. Но в 1860, впервые использовав спектроскоп, У.Хёггинс показал, что некоторые туманности газовые. Когда сквозь спектроскоп проходит свет обычной звезды, наблюдается непрерывный спектр, в котором представлены все цвета от фиолетового до красного; в некоторых местах спектра звезды имеются узкие темные линии поглощения, но заметить их довольно трудно - они видны лишь на качественных фотографиях спектров. Поэтому при наблюдении глазом спектр звездного скопления выглядит как непрерывная цветная полоса. Спектр излучения разреженного газа, напротив, состоит из отдельных ярких линий, между которыми практически нет света. Как раз это и увидел Хёггинс при наблюдении некоторых туманностей через спектроскоп. Более поздние наблюдения подтвердили, что многие туманности действительно являются облаками горячего газа. Часто астрономы называют "туманностями" и темные диффузные объекты - тоже облака межзвездного газа, но холодные.
Типы туманностей. Туманности разделяют на следующие основные типы: диффузные туманности, или области H II, такие, как Туманность Ориона; отражательные туманности, как туманность Меропы в Плеядах; темные туманности, как Угольный Мешок, которые обычно связаны с молекулярными облаками; остатки сверхновых, как туманность Сеть в Лебеде; планетарные туманности, как Кольцо в Лире.
Диффузные туманности. Широко известные примеры диффузных туманностей - это Туманность Ориона на зимнем небе, а также Лагуна и Тройная (Трехраздельная) - на летнем. Темные линии, рассекающие Тройную туманность на части, - это холодные пылевые облака, лежащие перед ней. Расстояние до этой туманности ок. 2200 св. лет, а ее диаметр чуть менее 2 св. лет. Масса этой туманности в 100 раз больше солнечной. Некоторые диффузные туманности, например Лагуна 30 Золотой Рыбы и Туманность Ориона, значительно крупнее и массивнее. См. также МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО
.
В отличие от звезд газовые туманности не имеют собственного источника энергии; они светятся только в том случае, если внутри них или рядом находятся горячие звезды с температурой поверхности 20 000-40 000. С. Эти звезды испускают ультрафиолетовое излучение, которое поглощается газом туманности и переизлучается им в форме видимого света. Пропущенный через спектроскоп, этот свет расщепляется на характерные линии излучения различных элементов газа.
Отражательные туманности. Отражательная туманность образуется, когда облако с рассеивающими свет пылинками освещается расположенной рядом звездой, температура которой не так высока, чтобы заставить светиться газ. Небольшие отражательные туманности иногда видны рядом с формирующимися звездами.
Темные туманности. Темные туманности - это облака, состоящие в основном из газа и отчасти из пыли (в соотношении по массе 100:1). В оптическом диапазоне они закрывают от нас центр Галактики и видны как черные пятна вдоль всего Млечного Пути, например, Большой Провал в Лебеде. Но в инфракрасном и радиодиапазонах эти туманности излучают довольно активно. В некоторых из них сейчас формируются звезды. Плотность газа в них значительно выше, чем в межоблачном пространстве, а температура ниже, от ?260 до ?220. С. В основном они состоят из молекулярного водорода, но обнаружены в них и другие молекулы вплоть до молекул аминокислот.
Остатки сверхновых. Когда состарившаяся звезда взрывается, ее внешние слои сбрасываются со скоростью ок. 10 000 км/с. Это быстро летящее вещество, подобно бульдозеру, сгребает перед собой межзвездный газ, и вместе они образуют структуру, подобную туманности Сеть в Лебеде. При столкновении движущееся и неподвижное вещества нагреваются в мощной ударной волне и светятся без дополнительных источников энергии. Температура газа при этом достигает сотен тысяч градусов, и он становится источником рентгеновского излучения. Кроме того, в ударной волне усиливается межзвездное магнитное поле, а заряженные частицы - протоны и электроны - ускоряются до энергий гораздо выше энергии теплового движения. Движение этих быстрых заряженных частиц в магнитном поле вызывает излучение в радиодиапазоне, называемое нетепловым.
Самый интересный остаток сверхновой - это Крабовидная туманность. В ней выброшенный сверхновой газ еще не смешался с межзвездным веществом.
В 1054 была видна вспышка звезды в созвездии Тельца. Восстановленная по китайским летописям картина вспышки показывает, что это был взрыв сверхновой звезды, которая в максимуме достигла светимости в 100 млн. раз выше солнечной. Крабовидная туманность находится как раз на месте той вспышки. Измерив угловые размер и скорость расширения туманности и поделив одно на другое, рассчитали, когда это расширение началось, - почти точно получился 1054 год. Сомнений нет: Крабовидная туманность - остаток сверхновой.
В спектре этой туманности каждая линия раздвоена. Ясно, что один компонент линии, сдвинутый в голубую сторону, приходит от приближающейся к нам части оболочки, а другой, сдвинутый в красную сторону, - от удаляющейся. По формуле Доплера вычислили скорость расширения (1200 км/с) и, сравнив ее со скоростью углового расширения, определили расстояние до Крабовидной туманности: ок. 3300 св. лет.
Крабовидная туманность имеет сложное строение: ее внешняя волокнистая часть излучает отдельные эмиссионные линии, характерные для горячего газа; внутри этой оболочки заключено аморфное тело, излучение которого имеет непрерывный спектр и сильно поляризовано. Кроме того, оттуда исходит мощное нетепловое радиоизлучение. Это можно объяснить только тем, что внутри туманности быстрые электроны движутся в магнитном поле, испуская при этом синхротронное излучение в широком диапазоне спектра - от радио до рентгеновского. Долгие годы загадочным оставался источник быстрых электронов в Крабовидной туманности, пока в 1968 не удалось обнаружить в ее центре быстро вращающуюся нейтронную звезду - пульсар, остаток взорвавшейся примерно 950 лет назад массивной звезды. Совершая 30 оборотов в секунду и обладая огромным магнитным полем, нейтронная звезда выбрасывает в окружающую туманность потоки быстрых электронов, ответственных за наблюдаемое излучение. См. также ПУЛЬСАР
.
Оказалось, что механизм синхротронного излучения весьма распространен среди активных астрономических объектов. В нашей Галактике можно указать немало остатков сверхновых, излучающих в результате движения электронов в магнитном поле, например, мощный радиоисточник Кассиопея А, с которым в оптическом диапазоне связана расширяющаяся волокнистая оболочка. Из ядра гигантской эллиптической галактики М 87 выбрасывается тонкая струя горячей плазмы с магнитным полем, излучающая во всех диапазонах спектра. Неясно, связаны ли активные процессы в ядрах радиогалактик и квазаров со сверхновыми, но физические процессы излучения в них весьма схожи.
Планетарные туманности. Простейшие галактические туманности - это планетарные. Их открыто около двух тысяч, а всего в Галактике их ок. 20 000. Они концентрируются в галактическом диске, но не тяготеют, как диффузные туманности, к спиральным рукавам.
При наблюдении в небольшой телескоп планетарные туманности выглядят размытыми дисками без особых деталей и поэтому напоминают планеты. У многих из них вблизи центра видна голубая горячая звезда; типичный пример - туманность Кольцо в Лире. Как и у диффузных туманностей, источником их свечения служит ультрафиолетовое излучение звезды, находящейся внутри.
Спектральный анализ. Чтобы проанализировать спектральный состав излучения туманности, часто используют бесщелевой спектрограф. В простейшем случае вблизи фокуса телескопа помещают вогнутую линзу, превращающую сходящийся пучок света в параллельный. Его направляют на призму или дифракционную решетку, расщепляющую пучок в спектр, а затем выпуклой линзой фокусируют свет на фотопластинке, получая при этом не одно изображение объекта, а несколько - по числу линий излучения в его спектре. Однако изображение центральной звезды при этом растягивается в линию, поскольку у нее непрерывный спектр.
В спектрах газовых туманностей представлены линии всех важнейших элементов: водорода, гелия, азота, кислорода, неона, серы и аргона. Причем, как и везде во Вселенной, водорода и гелия оказывается гораздо больше остальных.
Возбуждение атомов водорода и гелия в туманности происходит не так, как в лабораторной газоразрядной трубке, где поток быстрых электронов, бомбардируя атомы, переводит их в более высокое энергетическое состояние, после чего атом возвращается в нормальное состояние, излучая свет (см. также ЭЛЕКТРОВАКУУМНЫЕ И ГАЗОРАЗРЯДНЫЕ ПРИБОРЫ). В туманности нет таких энергичных электронов, которые могли бы своим ударом возбудить атом, т.е. "забросить" его электроны на более высокие орбиты. В туманности происходит "фотоионизация" атомов ультрафиолетовым излучением центральной звезды, т.е. энергии пришедшего кванта достаточно, чтобы вообще оторвать электрон от атома и пустить его в "свободный полет" (см. также ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИЙ ЭФФЕКТ). В среднем проходит 10 лет, пока свободный электрон встретится с ионом, и они вновь объединятся (рекомбинируют) в нейтральный атом, выделив энергию связи в виде квантов света. Рекомбинационные линии излучения наблюдаются в радио-, оптическом и инфракрасном диапазонах спектра.
Наиболее сильные линии излучения у планетарных туманностей принадлежат атомам кислорода, потерявшим один или два электрона, а также азоту, аргону, сере и неону. Причем они излучают такие линии, которые никогда не наблюдаются в их лабораторных спектрах, а появляются только в условиях, характерных для туманностей. Эти линии называют "запрещенными". Дело в том, что атом обычно находится в возбужденном состоянии менее миллионной доли секунды, а затем переходит в нормальное состояние, излучая квант. Однако существуют некоторые уровни энергии, между которыми атом совершает переходы очень "неохотно", оставаясь в возбужденном состоянии секунды, минуты и даже часы. За это время в условиях относительно плотного лабораторного газа атом обязательно сталкивается со свободным электроном, который изменяет его энергию, и переход исключается. Но в крайне разреженной туманности возбужденный атом долго не сталкивается с другими частицами, и, наконец, совершается "запрещенный" переход. Именно поэтому впервые обнаружили запрещенные линии не физики в лабораториях, а астрономы, наблюдая туманности. Поскольку в лабораторных спектрах этих линий не было, некоторое время даже считалось, что они принадлежат неизвестному на Земле элементу. Его хотели назвать "небулий", но недоразумение вскоре прояснилось. Эти линии видны в спектрах как планетарных, так и диффузных туманностей. В спектрах таких туманностей есть и слабое непрерывное излучение, возникающее при рекомбинации электронов с ионами. См. также СПЕКТРОСКОПИЯ
.
На спектрограммах туманностей, полученных со щелевым спектрографом, линии часто выглядят изломанными и расщепленными. Это - эффект Доплера, указывающий на относительное движение частей туманности. Планетарные туманности обычно расширяются радиально от центральной звезды со скоростью 20-40 км/с. Оболочки сверхновых расширяются гораздо быстрее, возбуждая перед собой ударную волну. У диффузных туманностей вместо общего расширения обычно наблюдается турбулентное (хаотическое) движение отдельных частей.
Важная особенность некоторых планетарных туманностей - стратификация их монохроматического излучения. Например, излучение однократно ионизованного атомарного кислорода (потерявшего один электрон) наблюдается в обширной области, на большом расстоянии от центральной звезды, а двукратно ионизованные (т.е. потерявшие два электрона) кислород и неон видны лишь во внутренней части туманности, тогда как четырехкратно ионизованный неон или кислород заметны лишь в центральной ее части. Этот факт объясняется тем, что необходимые для более сильной ионизации атомов энергичные фотоны не достигают внешних областей туманности, а поглощаются газом уже недалеко от звезды.
По химическому составу планетарные туманности весьма разнообразны: элементы, синтезированные в недрах звезды, у некоторых из них оказались подмешанными к веществу сброшенной оболочки, а у других - нет. Еще сложнее состав остатков сверхновых: сброшенное звездой вещество в значительной степени смешано с межзвездным газом и, кроме того, разные фрагменты одного остатка иногда имеют различный химический состав (как у Кассиопеи А). Вероятно, это вещество выбрасывается с различных глубин звезды, что дает возможность проверять теорию эволюции звезд и взрыва сверхновых.
Происхождение туманностей. Диффузные и планетарные туманности имеют совершенно разное происхождение. Диффузные всегда находятся в областях звездообразования - как правило, в спиральных рукавах галактик. Обычно они связаны с крупными и холодными газопылевыми облаками, в которых формируются звезды. Яркая диффузная туманность - это небольшой кусочек такого облака, разогретый родившейся поблизости горячей массивной звездой. Поскольку такие звезды формируются нечасто, диффузные туманности далеко не всегда сопровождают холодные облака. Например, в Орионе есть такие звезды, поэтому есть несколько диффузных туманностей, но они крошечные по сравнению с невидимым для глаза темным облаком, занимающим почти все созвездие Ориона. В небольшой области звездообразования в Тельце нет ярких горячих звезд, и поэтому нет заметных диффузных туманностей (есть лишь несколько слабых туманностей вблизи активных молодых звезд типа Т Тельца).
Планетарные туманности - это оболочки, сброшенные звездами на заключительном этапе их эволюции. Нормальная звезда светит за счет протекающих в ее ядре термоядерных реакций, превращающих водород в гелий. Но когда запасы водорода в ядре звезды истощаются, с ней происходят быстрые перемены: гелиевое ядро сжимается, оболочка расширяется, и звезда превращается в красный гигант. Обычно это переменные звезды типа Миры Кита или OH/IR с огромными пульсирующими оболочками (см. также ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ). В конце концов они сбрасывают внешние части своих оболочек. Лишенная оболочки внутренняя часть звезды имеет очень высокую температуру, иногда выше 100 000. C. Она постепенно сжимается и превращается в белый карлик, лишенный ядерного источника энергии и медленно остывающий. Таким образом, планетарные туманности выбрасываются их центральными звездами, тогда как диффузные туманности типа Туманности Ориона - это вещество, которое осталось неиспользованным в процессе формирования звезд.
Туманности         
Туманности. - Так называются видимые в достаточно сильные трубы, вразличных местностях небесного свода, бесформенные скопления светящейсяматерии, похожие на легкие облачка или хлопья фосфоресцирующего тумана.Т. на первый взгляд легко смешать со слабыми телескопическими кометами,но Т. не изменяют своего положения среди соседних звезд, не имеютчувствительного параллакса - не принадлежат к солнечной системе, аодинаково далеки от нас как и звезды. К Т. близко подходят так назыв.звездные кучи; между этими типами светил нельзя даже провести резкойграни. Многие Т., имеющие вид в слабейшие трубы сплошной тусклосветящейся массы (всего лучше их определить словом "светлый налет"), вболее сильные трубы оказываются разложенными на отдельные яркие точки.Вместе с улучшением оптических средств все большее число Т. переходит вразряд разложимых. С другой стороны, спектральный анализ доказал, чтомногие Т. никогда не могут быть разложены, что они представляют собойдействительно скопление материи в газообразном состоянии, и во всякомслучай не состоят из отдельных твердых или жидких телец. Разнообразиевидов Т. и звездных куч настолько велико, что если взять с одной сторонытакую характерную кучу широко расставленных звезд как Плеяда, а с другойстороны бесформенные клубы космической материи как Т. в созвездииОриона, то можно подобрать ряд небесных объектов, которые составятнепрерывный и постепенный переход между такими различными типами светил.Лишь несколько самых ярких Т. видимы невооруженным глазом, и то, каксветлые точки, едва отличимые для самого острого зрения от обыкновенныхзвезд. Обратно, некоторые широко раскинутые звездные кучи (а для оченьблизоруких людей даже Плеяды) могут служить образцом того, какпредставляются в трубе настоящие Т. Названия nebula, nejelion употреблялись еще древними астрономами.Гиппарх называл так известное звездное скопление Praesepe в созвездииРака. Птолемей по непонятной теперь причине обозначал "туманными"некоторые яркие звезды. Эти nejeloeideV считались астрологами опасными -они приносили слепоту. По-видимому, уже Al Sufi, арабский астроном Х в.,знал о существовании Т. в созвездии Андромеды. На голландских картах(около 1500 г.) это место неба обозначено группой точек. Первое описаниезнаменитой Т. Андромеды дал Тобиас Майер в 1612 г. Затем, Цизат вЛюцерне, наблюдая комету в 1618 г., заметил Т. в созвездии Ориона. ЭтуТ. подробно описал Гюйгенс в 1656 г. В 1716 г. Галлей знал еще толькошесть Т., но каталог Мессье (1771) содержит 103 Т. Около того же времени42 Т. южного неба занес на карту Лaкайль во время своего пребывания(1752) на мысе Доброй Надежды. Гигантской шаг вперед сделал В. Гершель.При своих многолетних "поисках" по всему небосводу он открыл до трехтысяч новых Т., иногда довольно значительных по величине и слабых,иногда еле отличимых от звезд. Гершель различал шесть классов: звездныекучи; разложимые Т.; Т. в тесном смысле слова (неправильные, правильные- овальный и кольцеобразные); планетарные Т.; звездные Т.; туманныезвезды. Его первый "Catalogue of one Thousand new Nebulae and Clustersof Stars" появился в 1786 г. Затем (1789 - 1802) Гершель напечаталнесколько добавочных каталогов. Сын его, Д. Гершель, продолжал ту жеработу для южного полушария (1834 - 38). Общий каталог Т., изданный нм в1864 г., заключал 5079 предметов. Поисками за новыми Т. занимались затемДёнлоп, Росс, Лассель, Даррэ, Шмидт, в новейшее время Стефан, Бигурдан.В 1888 г. вышел "A New General Catalogue of nebulae and clusters ofstars", обработанный Дрейером; он содержит 7840 предметов. Теперьпринято обозначать Т. номерами этого каталога (в сокращении N. G. С.).Лорд Росс, пользуясь громадной оптической мощью своих рефлекторов,открыл чрезвычайно интересные детали многих Т. он установил новые,весьма обширный класс спиральных Т. и доказал, что многие так называемыеовальные Т. не имеют правильной фигуры. В 1880 г. Дрэпер получил первыйфотографический снимок Т. (в Орионе). Фотография дала возможность путемувеличения времени экспозиции (иногда туманности в течение несколькихночей подряд) обнаруживать присутствие туманной материи там, где глаздаже в лучшие рефракторы ничего не может распознать. Обнаруженыгромадные, хотя крайне слабые Т. во многие десятки квадратных градусов.Описанная Гюйгенсом Т. в Орионе составляет ничтожную по площади частьвсего скопления, занимающего своими разветвлениями половину созвездия.Фотография же открыла весьма сложные туманные полосы, окутывающие группуПлеяд. Из фотографических снимков Т. особенно известны работы ИсаакаРобертса и бр. Анри. Среди различных тесных звездных куч, которые в слабые инструментыимеют вид Т., особенно интересны "шарообразные" скопления мельчайшихзвездочек равных между собою по яркости (12 - 15 величины). Наиболеехарактерны такие кучи в созв. Тукана, Центавра, Звездочки расположены вних гораздо теснее около центра, чем у окраин. Громадное число звездочекв таких кучах оказались переменными. Они правильно меняют блеск на 1 - 2величины в различные иногда очень короткие промежутки времени. Громадноебольшинство неразложимых Т. (несколько тысяч) относится к классуовальных, размеры их обыкновенно весьма малы. Они расположены группами вразличных частях неба, при том как раз в местностях бедных звездами.Иные круглые Т., в противоположность шарообразным звездным кучам сцентральным сгущением и с размытыми контурами, кажутся совершенноравномерно - сияющими, резко очерченными дисками; по виду напоминаютдиски планет, освещенных посторонним светом. Такие Т. названы Гершелемпланетарными; он насчитывал до 80 таких Т.; цвет их голубоватый; типомможет служить одна из Т. в Большой Медведице. Росс показал, впрочем, чтомногие планетарные Т. должны быть отнесены к спиральным. Среди этихпоследних наиболее известны Т. в созвездиях Гончих Собак и Девы. Вспиральных Т. от центральных сгущений расходятся неправильными завиткамиветви струйчатого строения, постепенно сходящие на нет. К этому классу,судя по фотографиям Робертса, относятся и Т. в Андромеде. Небольшоечисло Т. (по подсчету Гершеля - 12) имеет характерный вид кольца, иногдакруглого, иногда эллиптического, вероятно, в зависимости от угла,составленного их плоскостями с лучами зрения. Иногда, как в известной Т.в созв. Лиры, внутреннее пространство заполнено чрезвычайно редкимтуманом, чаще же оно вполне темно. В Т. Лиры фотография указала еще назвездообразное сгущение в центре кольца. В спиральных и кольцеобразныхТ. хотели видеть иллюстрацию и доказательство справедливости различныхкосмогонических гипотез. Большинство самых известных, ярких изначительных по размерам Т. имеет совершенно неправильную форму (около100 Т.). Сюда относятся Т. в Орионе так наз. ОмегаТуман в ЩитеСобесского; Dump-bell nebula в Лисице (напоминающая фигурой гирюатлетов); Т. в созв. Райской Птицы (целое собрание отдельных слившихсяТ.); Т. около звезды h Корабля (по-видимому, связанная физически с этойзвездой);Т. окутывающая Плеяды Туманные звезды - нечто иное, какнебольшие Т. с резко определенными светлыми ядрами. Гершель видел в нихпоследнюю стадию перехода Т. в звезды. Маггелановы облака - "богатейшиесокровищницы южного неба" - описаны впервые мореплавателями XVI стол.;подробно изучали их Лакайль и Д. Гершель. Невооруженному глазу онипредставляются бесформенными светящимися облачками, ясно видимыми вбезлунные ночи. На самом деле они состоят из большого числа звездныхкуч, Т. и отдельных звезд. По подсчету Гершеля, в большом облаке - 284Т., 66 звездных куч и 582 звезды; в малом облаке - 32 Т., 6 куч, 200звезд. Т. в известном смысле слова можно назвать и Млечный Путь. Мелкиезвезды в нем, сливающиеся для глаза и различимые отдельно в трубу,местами как бы запутаны в бесформенный светящийся туман, которыйсовершенно не разлагается на звезды. Аналогично двойным звездамвстречаются двойные и кратные Т. Си (See) указал, что вытянутые фигурыдвойных Т. весьма похожи на фигуры, полученные путем теоретическихсоображений для близких масс, вызывающих взаимно громадные приливныеявления. В некоторых двойных Т. замечено даже относительное орбитальноедвижение. Для оценки яркости Т. употребляют следующие приемы. Помещают междучечевицами земного окуляра трубы зеркальце, на которое падает рассеянныйсвет от поставленной сбоку дампы. Тогда в поде зрения рядом с Т. виднонебольшое светлое размытое пятно, яркость которого можно изменятьпередвигая лампу. При исследовании яркости отдельных частей больших Т.можно "проектировать" искусственное пятнышко на самое Т. и изменятьположение лампы, пока пятно не сольется с Т., исчезнет на ее фоне.Иногда направляют вспомогательную трубу на какую-либо звезду, яркостькоторой известна, и, выводя окуляр из фокуса объектива, портятизображение звезды настолько, что она кажется светлым пятном; его-тояркость и сравнивают с Т. видимой в главную трубу. Подобным методомПикеринг определил, напр., что планетарная Т. в Лебеде равна по суммеблеска звезде 8.6 величины. Некоторые Т. оказались неоспоримопеременными. Наиболее резкий пример составляет Т., открытая Хайндом в1852 г. в созв. Тельца. Хайнд пометил ее очень слабой; в 1855 г., понаблюдениям Даррэ и других Т. стала очень яркой, а в 1868 г. те женаблюдатели не находили и следов Т. В 1890 г. удалось заметить эту Т. вбольшой рефрактор ликской обсерватории; в феврале 1895 г. она была сновадовольно ярка, а в сентябре того же года снова исчезла совершенно.Подобные же резкие изменения яркости подмечены в Т., найденной О. Струвев 1868 г. в том же созв. Тельца. Перемены, заверенные различнымиастрономами в некоторых больших Т. (напр. в Орионе около h Корабля),вероятно, должны быть объяснены изменениями относительной яркостиразличных частей Т. Впрочем , иногда нужно допустить и действительныеперемещения туманных масс. Напр. Гершель отметил, что в темномпространстве между лопастями так наз. trifid-nebula (в созв. Стрельца)видна характерная тройная звезда, а теперь эта звезда уже приходится насамой Т. Т. были исследованы спектрально впервые Хёггинсом в 1864 г. Оноткрыл, что спектр многих Т. состоит лишь из нескольких отдельныхсветлых линий, т. е. эти Т. состоят из раскаленного, светящегося газа.Такой "газовый" спектр дают все большие, неправильной формы Т. (Орион. hКорабль, омега, dumpbell), а также, повидимому, все кольцеобразные ипланетарные Т. Напротив того, спиральные Т. (в Андромеде, ГончихСобаках) дают непрерывный спектр такой же, как и спектр шарообразныхзвездных куч, т. е. эти миры состоят не из газа, а из отдельных твердыхили жидких раскаленных частиц. В сплошном спектре Т. Андромеды заметнылишь широкие полосы поглощения около его красного конца, Замечательно,что "газовый" спектр всех Т. почти одинаков. В нем неизменно виднычетыре главных линии: одна, наиболее яркая, в зеленом цвете с длинойволны в 500mm.; три - с длинами волн в 496, 486 и 434mm. - в голубом ифиолетовом. Последние две линии, быть может, совпадают с линиями F и Нgводорода. Сначала принималось, что зеленая линия соответствует одной излинии спектра азота. Теперь это мнение всеми оставлено и даже можносчитать доказанным (Килер), что первым двум линиям спектра Т. неотвечает ни одна из линий солнечного спектра: вещество, производящее их,нам неизвестно. Спектры Т. различаются между собой лишь относительнойяркостью основных линии, при чем зеленая неизменно превосходит всеостальные. Для Т. Ориона Фогель оценивает яркости как 10:5:8:1. В 1888г. Копеланд открыл в спектре Т. Ориона слабую желтую линию, совпадающуюс линией гелия D3. Та же линия оказалась в спектрах некоторых других Т.Фотография обнаружила присутствие еще нескольких линии в фиолетовомконце спектров. Для объяснения характерных спектров Т. приводилисьследующие соображения (Цёлльнер). При изменении плотности и температурытела, дающего спектр, перемещается в спектре область его наибольшейяркости. Если плотность газа постепенно уменьшается при постояннойтемпературе, то число линии в спектре газа должно уменьшаться и спектрможет быть сведен, наконец, к одной линии, положение которой в том илидругом цвете и зависит от температуры и состава газа. Хёггинсу. напр.,удалось свести спектр азота к одной зеленой линии. Подобные опытыповторяли Франкланд и Локайер. Эта теория объясняет также и отсутствие вспектре Т. линии С обыкновенно столь яркой в спектре водородной.Невозможно, однако, допустить, что в различных областях пространствавполне повторяются столь одинаковые условия давления и температуры,вызывающие один и тот же монохроматический спектр Т. Скорее нужнодумать, что здесь мы видим особое специфическое состояние вещества, намнеизвестное. Подтверждением этому служит в то, что все исследованныеспектрально "новые" звезды, в начале своего появления дававшие крайнесложные спектры с темными и яркими линиями, затем перерождались впланетарные Т. с их характерным спектром. Таковы были Nova Cygni (1876),Nova Aurigae (1893), к тому же спектру уже пришла и Nova Persei,вспыхнувшая в прошлом году. Здесь мы имеем даже фактическое опровержениепресловутой "небулярной" космогонической гипотезы - очевидно, нельзярассматривать Т. как не сложившиеся еще звезды. В Т. и тесных "звездных"кучах нужно, напротив того, видеть особые типы миров, совершенноотличных от звезд (понимая под этим словом светила, аналогичные нашемусолнцу); а строение и условия равновесия этих миров нам непонятны. В. Cepaфимов.
туманность         
1. ж.
Скопление тумана (1*1).
2. ж.
1) Внегалактическая звездная система, имеющая вид светлого туманного пятна (в астрономии).
2) Определенная фаза развития астрономического тела, находящегося в газообразном состоянии.

ويكيبيديا

Туманность

Тума́нность — участок межзвёздной среды, выделяющийся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба. Ранее туманностями называли всякий неподвижный на небе протяжённый объект. В 1920-е годы выяснилось, что среди туманностей много галактик (например, Туманность Андромеды). После этого термин «туманность» стал пониматься более узко, в указанном выше смысле.

Туманности состоят из пыли, газа и плазмы.

أمثلة من مجموعة نصية لـ٪ 1
1. Налет патины, пыли, туманности несет значение эстетическое.
2. Сагдеев: Солнечная система возникла из газопылевой туманности.
3. У меня ещё куча клиентов в Крабовидной туманности!
4. Возникает вопрос: может, звезда Туманности Пиона на самом деле - двойная?
5. Чем ближе к нашему времени, тем меньше туманности.
What is ТУМАННОСТИ - definition