%ما هو (من)٪ 1 - تعريف

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.

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.