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 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.
|