Hmlovina je skutočne úžasná vec. Pomenované po latinskom slove „oblak“ nie sú hmloviny iba obrovskými mrakmi prachu, vodíka, plynného hélia a plazmy; často sú to aj „hviezdne škôlky“ - t. j. miesto, kde sa rodia hviezdy. A po stáročia boli vzdialené galaxie často mylne považované za tieto obrovské mraky.
Bohužiaľ, takéto opisy sotva poškriabajú povrch toho, čo sú hmloviny a aký význam má. Medzi ich formačným procesom, ich úlohou v hviezdnej a planétovej formácii a ich rozmanitosťou hmloviny poskytovali ľudstvu nekonečné intríg a objavovanie.
Vedci a astronómovia si už nejaký čas uvedomujú, že vesmír nie je celkom vákuum. V skutočnosti sa skladá z častíc plynu a prachu, ktoré sa spoločne nazývajú medzihviezdne médium (ISM). Približne 99% ISM pozostáva z plynu, zatiaľ čo asi 75% jeho hmotnosti má formu vodíka a zvyšných 25% ako hélium.
Medzihviezdny plyn pozostáva čiastočne z neutrálnych atómov a molekúl, ako aj z nabitých častíc (známych ako plazma), ako sú ióny a elektróny. Tento plyn je mimoriadne zriedený s priemernou hustotou asi 1 atóm na kubický centimeter. Naopak, zemská atmosféra má hustotu približne 30 kvintiliónov molekúl na kubický centimeter (3,0 x 10)19 na cm3) na hladine mora.
Aj keď je medzihviezdny plyn veľmi rozptýlený, množstvo látky sa zvyšuje na veľké vzdialenosti medzi hviezdami. A nakoniec, s dostatočnou gravitačnou príťažlivosťou medzi mrakmi, sa táto záležitosť môže spojiť a zrútiť, aby vytvorili hviezdy a planétové systémy.
Formácia hmlovín:
Hmlovina sa v podstate tvorí vtedy, keď časti medzihviezdneho média prechádzajú gravitačným zrútením. Vzájomná gravitačná príťažlivosť spôsobuje zhlukovanie hmoty a vytvára oblasti s väčšou a väčšou hustotou. Z tohto sa môžu v strede zrútiaceho sa materiálu tvoriť hviezdy, ktoré ultrafialové ionizujúce žiarenie spôsobuje, že okolitý plyn je viditeľný pri optických vlnových dĺžkach.
Väčšina hmlovín je obrovských rozmerov a ich priemer je až stovky svetelných rokov. Hoci sú hustejšie ako priestor, ktorý ich obklopuje, väčšina hmlovín je omnoho menej hustá ako akékoľvek vákuum vytvorené v zemskom prostredí. V skutočnosti by hmlovinový mrak, ktorý mal podobnú veľkosť ako Zem, bol taký materiál, že jeho hmotnosť by bola iba niekoľko kilogramov.
Klasifikácia hmlovín:
Hviezdne objekty, ktoré sa dajú nazývať hmlovina, patria do štyroch hlavných tried. Väčšina spadá do kategórie Difúzne hmloviny, čo znamená, že nemajú dobre definované hranice. Tieto sa dajú rozdeliť do dvoch ďalších kategórií na základe ich správania s viditeľným svetlom - „emisné hmloviny“ a „odrazové hmloviny“.
Emisné hmloviny sú tie, ktoré vyžarujú žiarenie spektrálnej čiary z ionizovaného plynu a často sa nazývajú oblasti HII, pretože sú zväčša zložené z ionizovaného vodíka. Naopak, zrkadlové hmloviny nevyžarujú významné množstvo viditeľného svetla, sú však stále žiarivé, pretože odrážajú svetlo z blízkych hviezd.
Existujú aj tzv Temné hmloviny, nepriehľadné oblaky, ktoré nevyžarujú viditeľné žiarenie a nie sú osvetlené hviezdami, ale blokujú svetlo zo svetelných predmetov za nimi. Rovnako ako emisné a odrazové hmloviny, aj tmavé hmloviny sú zdrojmi infračervených emisií, hlavne kvôli prítomnosti prachu v nich.
Niektoré hmloviny sa tvoria v dôsledku výbuchov supernov, a preto sú klasifikované ako Zvyšné hmloviny Supernovy, V tomto prípade zažijú hviezdy s krátkou životnosťou imploziu do svojich jadier a odfúknu ich vonkajšie vrstvy. Táto explózia zanecháva pozostatok vo forme kompaktného objektu - t. J. Neutrónovej hviezdy - a oblaku plynu a prachu, ktorý je ionizovaný energiou výbuchu.
Ostatné hmloviny sa môžu vytvárať ako Planétové hmloviny, čo znamená, že hviezda s nízkou hmotnosťou vstupuje do poslednej fázy svojho života. V tomto scenári hviezdy vstupujú do fázy červeného obra a pomaly strácajú svoje vonkajšie vrstvy v dôsledku zábleskov hélia v ich interiéri. Keď hviezda stratila dostatok materiálu, zvýši sa jej teplota a UV žiarenie emituje ionizujúci okolitý materiál, ktorý vyhodil.
Táto trieda obsahuje aj podtriedu známu ako Protoplanetary Nebulae (PPN), ktorá sa vzťahuje na astronomické objekty, ktoré zažívajú krátkodobú epizódu vývoja hviezdy. Toto je rýchla fáza, ktorá prebieha medzi fázou neskorej asymptotickej obrie vetvy (LAGB) a nasledujúcou fázou planetárnej hmloviny (PN).
Počas fázy asymptotickej obrie vetvy (AGB) hviezda prechádza stratou hmotnosti, pričom vyžaruje kruhový plášť vodíka. Keď sa táto fáza skončí, hviezda vstúpi do fázy PPN, kde je napájaná centrálnou hviezdou, čo spôsobuje, že vyžaruje silné infračervené žiarenie a stane sa odrazovou hmlovinou. Fáza PPN pokračuje, kým centrálna hviezda nedosiahne teplotu 30 000 K, po čom je dostatočne horúca na ionizáciu okolitého plynu.
História pozorovania hmlovín:
Počas klasickej antiky a stredoveku astronómovia na nočnej oblohe zaznamenali veľa hmlistých predmetov. Prvé zaznamenané pozorovanie sa uskutočnilo v roku 150 nl, keď Ptolemy zaznamenal prítomnosť piatich hviezd v meste Almagast to sa v jeho knihe javilo ako hmlisté. Poznamenal tiež oblasť jasu medzi súhvezdiami Ursa Major a Leo, ktorá nebola spojená so žiadnou pozorovateľnou hviezdou.
V jeho Kniha pevných hviezd, napísaný v roku 964, perzský astronóm Abd al-Rahman al-Sufi urobil prvé pozorovanie skutočnej hmloviny. Podľa pozorovaní al-Sufiho bol „malý oblak“ zjavný v časti nočnej oblohy, kde je teraz známe, že sa nachádza galaxia Andromeda. Tiež katalogizoval ďalšie hmlisté objekty, ako Omicron Velorum a Brocchi's Cluster.
4. júla 1054 bola pre astronómov na Zemi viditeľná supernova, ktorá vytvorila Krabú hmlovinu (SN 1054), a zaznamenali sa pozorovania, ktoré urobili arabskí aj čínski astronómovia. Zatiaľ čo existujú neoficiálne dôkazy o tom, že na supernovu sa pozerali iné civilizácie, nezistili sa žiadne záznamy.
Do 17. storočia viedli zlepšenia teleskopov k prvým potvrdeným pozorovaniam hmlovín. Začalo to v roku 1610, keď francúzsky astronóm Nicolas-Claude Fabri de Peiresc prvýkrát zaznamenal pozorovanie hmloviny Orion. V roku 1618 hmlovinu pozoroval aj švajčiarsky astronóm Johann Baptist Cysat; a do roku 1659 Christiaan Huygens urobil jeho prvú podrobnú štúdiu.
Do 18. storočia sa počet pozorovaných hmlovín začal zvyšovať a astronómovia začali zostavovať zoznamy. V roku 1715 vydal Edmund Halley zoznam šiestich hmlovín - M11, M13, M22, M31, M42 a guľový klaster Omega Centauri (NGC 5139) -Popis niekoľkých hmlovín alebo lukidných škvŕn, ako sú oblaky, nedávno objavený medzi hviezdami pevnosti pomocou ďalekohľadu. “
V roku 1746 francúzsky astronóm Jean-Philippe de Cheseaux zostavil zoznam 20 hmlovín vrátane ôsmich, ktoré predtým neboli známe. V rokoch 1751 až 53 Nicolas Louis de Lacaille zaregistroval 42 hmlovín z mysu Dobrej nádeje, z ktorých väčšina predtým nebola známa. A v roku 1781 Charles Messier zostavil svoj katalóg 103 „hmlovín“ (teraz nazývaných Messierove objekty), hoci niektoré boli galaxie a kométy.
Počet pozorovaných a katalogizovaných hmlovín sa vďaka úsiliu Williama Herschela a jeho sestry Caroline značne rozšíril. V roku 1786 ich dvaja vydali Katalóg tisíce nových hmlovín a zhlukov hviezd, ktorý nasledoval v rokoch 1786 a 1802 druhým a tretím katalógom. V tom čase Herschel veril, že tieto hmloviny sú iba nerozlúštenými zhlukami hviezd, vieru, ktorú by zmenil v roku 1790, keď pozoroval pravú hmlovinu obklopujúcu vzdialenú hviezdu.
Začiatkom roku 1864 začal anglický astronóm William Huggins rozlišovať hmloviny na základe svojich spektier. Zhruba jedna tretina z nich mala emisné spektrum plynu (t. J. Emisné hmloviny), zatiaľ čo zvyšok vykazoval spojité spektrum konzistentné s hmotnosťou hviezd (t. J. Planetárne hmloviny).
V roku 1912 americký astronóm Vesto Slipher pridal podkategóriu Reflexná hmlovina po tom, čo pozoroval, ako hmlovina obklopujúca hviezdu zodpovedala spektrám otvoreného zhluku Plejád. V roku 1922, ako súčasť „Veľkej debaty“ o povahe špirálových hmlovín a veľkosti vesmíru, sa ukázalo, že mnohé z predtým pozorovaných hmlovín boli v skutočnosti vzdialené špirálové galaxie.
V tom istom roku Edwin Hubble oznámil, že takmer všetky hmloviny sú spojené s hviezdami a že ich osvetlenie pochádza z hviezdneho svetla. Od tej doby počet pravých hmlovín (na rozdiel od hviezdokopov a vzdialených galaxií) značne vzrástol a ich klasifikácia sa zdokonaľovala vďaka vylepšeniu pozorovacieho zariadenia a spektroskopie.
Stručne povedané, hmloviny nie sú len počiatočnými bodmi hviezdneho vývoja, ale môžu byť aj koncovým bodom. A medzi všetkými hviezdnymi systémami, ktoré zapĺňajú našu galaxiu a náš vesmír, sa určite nájdu hmlisté oblaky a masy, ktoré len čakajú, aby zrodili čistú generáciu hviezd!
Tu sme napísali veľa zaujímavých článkov o hmlovinách v časopise Space Magazine. Tu je jedna o Krabej hmlovine, Orlovej hmlovine, Orionovej hmlovine, Pelikánskej hmlovine, Prstencovej hmlovine a Ružičkovej hmlovine.
Informácie o tom, ako sa rodia hviezdy a planéty z hmlovín, nájdete tu: Teória hmlovín, kde sa rodia hviezdy? a ako vznikla slnečná sústava?
Máme tiež komplexný katalóg objektov Messier Objects aj tu v časopise Space Magazine. Viac informácií nájdete na týchto stránkach agentúry NASA - Astronomický obrázok dňa a krúžok obsahuje jemnú kvetinu.
Unavené oči? Nechajte svoje uši, aby ste sa naučili zmenu. Tu je niekoľko epizód z filmu Astronomy Cast, ktoré by sa mohli hodiť podľa vášho vkusu: Slnko, škvrny a všetky a mesiace a Drakeho rovnica, Hviezdy vo vesmíre a Prstene okolo hviezd.
