OBSAH Základní vlastnosti mlhovin Mlhoviny Planetární mlhovinyCzech versionSpanish version

EMISNÍ MLHOVINY

Na této stránce naleznete:
     Co je to emisní mlhovina?
Známé emisní mlhoviny


Co je to emisní mlhovina?

Emisní mlhovina je oblak plynu, který vyzařuje světlo. Plyn v mlhovině je ohříván ultrafialovým zářením ze sousedních hvězd, které ionizuje jeho atomy - to znamená, že je zbavuje elektronů. Uvolněné elektrony získávají energii od dopadajícího ultrafialového záření. Dojde-li k jejich rekombinaci s ionizovanými atomy, přebytečná energie je vyzářena zčásti v podobě viditelného světla. Emisní mlhovinu můžeme objevit i rádiovým dalekohledem, neboť volné elektrony v plynu také vyzařují v rádiové oblasti.

Hlavní složkou mezihvězdného plynu je vodík, který se snadno ionizuje ultrafialovým zářením. Takto ionizovaný vodík označujeme symbolem H II, proto se i takováto mlhovina označuje jako oblast H II. Vlnová délka většiny záření vodíku se pohybuje v červené oblasti spektra, proto na fotografiích jsou emisní mlhoviny červené. Oko je ovšem citlivější na dvě výrazné zelené čáry ve spektru kyslíku, a proto se při vizuálním pozorování jeví jako zelené.

Společný výskyt hvězd a mračen plynu není náhodný. Horké hvězdy, které vyzařují ultrafialové záření, jsou totiž obvykle mladé. Vznikly v nedávné minulosti z mračna plynu a prachu, které je obklopuje. Jako příklad můžeme uvést známou Velkou mlhovinu v Orionu, která obklopuje mladou skupinu hvězd Trapez a ve které je pozorováno značné množství globulí (zárodků hvězd). Emisní mlhoviny jsou velice řídké, každý gram látky je rozptýlen v několika milionech kubických kilometrů.


Známé emisní mlhoviny

HourGlass (Přesýpací hodiny) MyCn18
Když začínají Slunci-podobné hvězdy stárnout, stávají se červenými obry (mnohem většími než Slunce) a odvrhují svoje vnější vrstvy, z nichž se tvoří oblaka kolem hvězd. Hvězda se potom stává velmi horkou a vytváří kolem tohoto žáru plynový oblak. Tento zářivý oblak se nazývá planetární mlhovina.

Tento obrázek znázorňuje mladou planetární mlhovinu, vzdálenou 8 000 světelných let, a  tvar MyCn18 připomíná přesýpací hodiny (které jsou tři až čtyři světelné roky dlouhé a měří půl světelného roku napříč). Na obrázcích vypadá MyCn18 jako dvojice velkých kruhů vně s jedním menším uprostřed, ale jemné detaily prozrazují více. Neočekávané tvary v MyCn18 zahrnují dvojici protínajících se kruhů ve středu, které vypadají jako okraje menší struktury ve tvaru sudu, a spletité obrazce "leptů" na stěnách přesýpacích hodin. Tyto lepty jsou pravděpodobně zbytky plynových bublin, které byly vyvrženy z hvězdy, když byla mladší. Obrázek byl složen ze tří oddělených obrázků, pořízených v červené barvě (typické čáry dusíku), zelené barvě (typické čáry vodíku) a v modré barvě (typické čáry kyslíku).
V souladu s jedním pojetím tvoření planetárních mlhovin je tvar přesýpacích hodin výsledkem narůstání rychlého (asi 5 milionů kilometrů za hodinu) úniku hvězdné hmoty, během pomalého rozpínání (okolo 80 000 km/h) mraku, který je hustší okolo svého rovníku nežli na pólech. Bohužel  MyCn18, i když byla objevena HST, se této teorii poněkud vymyká. Neočekávalo se, že jasný kruh ve středu bude hustým pásem přesýpacích hodin, ale že bude mít spíše strukturu sudu, zalomenou jinak, než přesýpací hodiny. Horká hvězda, o níž se myslelo, že vyvrhuje a osvětluje mlhovinu, a mohla by proto ležet v jejím středu, je jasně mimo toto centrum. K vysvětlení struktury MyCn18 by mohla pomoci doprovodná hvězda, která není vidět, a s ní spojené gravitační efekty.

Hour Glass

Hour Eye (Oko hodin - centrální část mlhoviny MyCn18)
Symetrie, odhalená tímto pohledem na centrální část mlhoviny, představuje hádanku. Za prvé, osa vnitřní oblasti nesouhlasí s vnější. Dále, žhavá hvězda (bílá skvrna vlevo od středu), která se vyvrhováním této plynné mlhoviny blíží k fázi bílého trpaslíka, není přesně v centru "oka". Tyto neočekávané výsledky nutí astronomy hledat chybějící části procesu, který vytvořil tuto neobvyklou a krásnou strukturu.

Krabí mlhovina (M1)
Pozůstatek po explozi supernovy v souhvězdí Býka. Exploze byla pozorována ve staré Číně roku 1054. Existují záznamy na hliněných destičkách. V době exploze hvězda svítila několik dní i na denní obloze. Dnes je to mlhovina s vláknitou strukturou, v centru milisekundový pulsar (rotující neutronová hvězda s dipólovým magnetickým polem).

Orlí mlhovina (M16, Sloupy stvoření)
Embryonální hvězdy vycházející z mezihvězdných vajíček. Tyto obrázky z Hubbleova kosmického teleskopu ukazují nově zrozené hvězdy, vycházející z hustých, kompaktních vaků mezihvězdného plynu, nazývaných vypařující se plynné globule (anglická zkratka pro Evaporating Gaseous Globules - EGGs znamená v angličtině také vajíčka). HST našel poměrně dost "vajíček" v mlhovině Orla (M16 - jako šestnáctý objekt Messierova katalogu, otevřená hvězdokupa s rozsáhlou mlhovinou). Jde o oblast v souhvězdí Hada, vzdálenou 7 000 l.y., ve které vznikají hvězdy.

Sloupy plynu vyčnívají ze stěny obrovského mraku molekulárního vodíku vypadají jako stalagmity, vyrůstající z podlahy jeskyně. Uvnitř věží plynu, které jsou světelné roky dlouhé, je mezihvězdný plyn dostatečně hustý, aby se zhroutil pod svou vlastní vahou, přičemž vytváří mladé hvězdy, které dále rostou, jak akumulují stále více a více hmoty ze svého okolí. Záplava ultrafialového světla z  ještě mladé, horké hvězdy ohřeje plyn, který obklopuje povrch sloupce plynu, a vytlačí ho do mezihvězdného prostoru procesem nazývaným fotoevaporace. Obrázky z HST ukazují fotoevaporací vytěsňovaný plyn jako strašidelné  praporce prýštící ze sloupů. Ne všechen plyn mlhoviny je UV zářením odtlačován pryč. Vajíčka, která jsou hustší než jejich okolí, zůstanou ještě poté, co plyn už kolem nich není. Je to, jako když vítr odvane pryč lehčí písek a odhalí těžší skály, dosud  v písku ukryté. Na M 16 ovšem ultrafialové světlo  místo skal odkrývá husté, vejci podobné globule plynu, které obklopují hvězdy, formující se uvnitř gigantických plynných sloupů.

Některá vajíčka vypadají jako nicotné drobounké vypukliny na povrchu sloupů. Jiné byly odkryty více a nyní se podobají prstům plynu, vyčnívajícím z většího mračna. (Prsty tvoří plyn, který před fotoevaporací uchránily stíny vajíček.) Jiná vajíčka byla úplně zaštípnuta větším sloupem, z něhož vyšla, a nyní vypadají jako slzy ve Vesmíru. Tento proces se výrazně odlišuje od procesu, který ovládá velikosti hvězd, formujících se v izolaci. Někteří astronomové věří, že hvězda, ponechaná vlastnímu osudu, roste do té doby, kdy začne v jejím nitru probíhat nukleární fúze. Když se tak stane, z hvězdy začne vát silný vítr, který odklidí zbytkový materiál. HST vyfotografoval detailně tento proces na takzvaných Herbigových-Harových objektech.  

M 42 v Orionu
Na následujících obrázcích je zachycena Velká mlhovina v Orionu. Je to zřejmě nejznámější mlhovina vůbec. Z této mlhoviny se stejnými procesy jako z M 16 dodnes kondenzují nové hvězdné zárodky.
 

Na dalším obrázku je skupina mladých hvězd Trapez, opět z mlhoviny M 42,  v jejímž okolí se také rodí další hvězdy. Na obrázku jsou tyto globule dobře patrné.

M 8 Laguna a M 20 Trifid
Lagunu, mlhovinu v souhvězdí Střelce, vzdálenou téměř 5000 l.y., lze pozorovat i menším dalekohledem. Její úhrnná jasnost odpovídá hvězdě 6. hvězdné velikosti. Lze v ní také pozorovat temné globule jako zárodky hvězd. Mlhovinu Trifid vidíme na prvním obrázku. Nalézá se ve stejném souhvězdí, její průměr činí 30 l.y. a je od Země vzdálená více než 3000 l.y.  

M 27 (Činka) v souhvězdí Lištiček
Jde o velmi pěknou planetární mlhovinu, na níž lze pozorovat symetrickou strukturu způsobenou jednak magnetickými poli a jednak rotací centrální hvězdy. O planetárních mlhovinách si jako o speciálním typu emisních mlhovin podrobněji povíme v následující kapitole.  

 

 
 
OBSAH Základní vlastnosti mlhovin Mlhoviny Planetární mlhovinyCzech versionSpanish version